Channel: Quantum Physics
🔵 انواع طیف ستاره ها (بخش اول)
در دهه ی 1890 ادوارد سی. پیکرینگ (1919-1846) و همکارش ویلیام پی. فلمینگ (1911-1857) در دانشگاه هاروارد یک نوع طبقه بندی طیفی جدید پیشنهاد دادند. این طبقه بندی، طیف ها را با حروف بزرگ لاتین و بر حسب شدت خطوط جذبی هیدروژن شان علامت گذاری می کرد. در این روش، پهن ترین خطوط با حرف لاتین A مشخص می شود. تقریبا در همان زمان، خانم آنتونیا مائوری یکی از دستیاران پیکرینگ و از همکاران فلمینگ در حال پایه ریزی طبقه بندی نسبتا متفاوت تری برای دسته بندی خطوط طیفی بود.
مائوری در روش جدید خود، طبقه بندی را بصورتی انجام داد که رده ی طیفی B در طبقه بندی فلمینگ و پیکرینگ قبل از رده ی A قرار می گرفت.
بعد ها در سال 1901، آنی جُمپ کَنُن* که او هم به واسطه ی پیکرینگ به این کار علاقه مند شده بود، با استفاده از طرح پیکرینگ و فلمینگ و در عین حال با بهره گیری از پیشنهاد مائوری، رده طیفی جدید O را به طبقه بندی مائوری افزود و جای آن را قبل از B پیشنهاد کرد. او علاوه بر این کار، هر رده طیفی را به 10 زیر رده تقسیم کرد (مثل A0 - A9) و برخی از رده های طیفی را هم در هم ادغام نمود. با این تغییرات، طرح طبقه بندی هاروارد، ((OBAFGKM)) به ترتیب دما و از داغ ترین ستاره های آبی، و به سردترین ستاره های قرمز M مرتب شد.
ستاره های نزدیک به ابتدای این رشته، به ستارگان گونه اولیه و آن هایی که به پایان این رشته نزدیک هستند به ستارگان گونه ی آخر معروف اند. هم چنین این برچسب ها (گونه ی اولیه و گونه ی آخر)، ستاره های هر زیر رده ی طیفی را هم از هم متمایز می کنند، یعنی منجمان از ستاره ی K0 به عنوان ستاره اولیه ی گونه ی K یا از ستاره ی B9 به عنوان ستاره گونه آخر B نام می برند.
آنی جمپ کنن در بین سال های 1911 و 1914 طیف بیش از 200000 ستاره را طبقه بندی کرد که نتایج آن در فهرست هنری دراپر جمع آوری شده است. امروزه برای نامگذاری برخی از ستاره ها به یاد هنری دراپر، از اعداد HD آن ها استفاده می شود؛ مثلا ستاره ی ابط الجوزا، در این فهرست HD39801 است.
* جایزه ی آنی جمپ کنن، سالانه از سوی سازمان آمریکایی زنان دانشگاهی و جامعه ی اخترشناسی آمریکا، به یک بانوی اخترشناس که خدمت برجسته ای به علم نجوم کرده باشد اهدا می شود.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
در دهه ی 1890 ادوارد سی. پیکرینگ (1919-1846) و همکارش ویلیام پی. فلمینگ (1911-1857) در دانشگاه هاروارد یک نوع طبقه بندی طیفی جدید پیشنهاد دادند. این طبقه بندی، طیف ها را با حروف بزرگ لاتین و بر حسب شدت خطوط جذبی هیدروژن شان علامت گذاری می کرد. در این روش، پهن ترین خطوط با حرف لاتین A مشخص می شود. تقریبا در همان زمان، خانم آنتونیا مائوری یکی از دستیاران پیکرینگ و از همکاران فلمینگ در حال پایه ریزی طبقه بندی نسبتا متفاوت تری برای دسته بندی خطوط طیفی بود.
مائوری در روش جدید خود، طبقه بندی را بصورتی انجام داد که رده ی طیفی B در طبقه بندی فلمینگ و پیکرینگ قبل از رده ی A قرار می گرفت.
بعد ها در سال 1901، آنی جُمپ کَنُن* که او هم به واسطه ی پیکرینگ به این کار علاقه مند شده بود، با استفاده از طرح پیکرینگ و فلمینگ و در عین حال با بهره گیری از پیشنهاد مائوری، رده طیفی جدید O را به طبقه بندی مائوری افزود و جای آن را قبل از B پیشنهاد کرد. او علاوه بر این کار، هر رده طیفی را به 10 زیر رده تقسیم کرد (مثل A0 - A9) و برخی از رده های طیفی را هم در هم ادغام نمود. با این تغییرات، طرح طبقه بندی هاروارد، ((OBAFGKM)) به ترتیب دما و از داغ ترین ستاره های آبی، و به سردترین ستاره های قرمز M مرتب شد.
ستاره های نزدیک به ابتدای این رشته، به ستارگان گونه اولیه و آن هایی که به پایان این رشته نزدیک هستند به ستارگان گونه ی آخر معروف اند. هم چنین این برچسب ها (گونه ی اولیه و گونه ی آخر)، ستاره های هر زیر رده ی طیفی را هم از هم متمایز می کنند، یعنی منجمان از ستاره ی K0 به عنوان ستاره اولیه ی گونه ی K یا از ستاره ی B9 به عنوان ستاره گونه آخر B نام می برند.
آنی جمپ کنن در بین سال های 1911 و 1914 طیف بیش از 200000 ستاره را طبقه بندی کرد که نتایج آن در فهرست هنری دراپر جمع آوری شده است. امروزه برای نامگذاری برخی از ستاره ها به یاد هنری دراپر، از اعداد HD آن ها استفاده می شود؛ مثلا ستاره ی ابط الجوزا، در این فهرست HD39801 است.
* جایزه ی آنی جمپ کنن، سالانه از سوی سازمان آمریکایی زنان دانشگاهی و جامعه ی اخترشناسی آمریکا، به یک بانوی اخترشناس که خدمت برجسته ای به علم نجوم کرده باشد اهدا می شود.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
آیا ما در جهان هولوگرافیک زندگی می‌کنیم؟
☆ اصل هولوگرافیک
منظور از جهان هولوگرافیک دنیای شبیه‌سازی‌شده‌ی فیلم ماتریکس نیست، بلکه منظور این است که به نظر می‌رسد جهان ما سه‌بعدی است و می‌توان هر چیزی را در ابعاد طول، عرض و ارتفاع آن لمس و تجربه کرد؛ اما در واقعیت احتمالا فقط دو بعد دارد و عمقی در کار نیست؛ این نظریه «اصل هولوگرافیک» می گویند.
طبق اصل هولوگرافیک، تمام داده‌ی جهان در اَبرحافظه‌ای دوبعدی است
بدون اصل هولوگرافیک، فیزیکدان‌ها برای درک اتفاقات درون سیاه‌چاله یا لحظه‌ی تولد جهان، با چالش‌های بزرگی روبه‌رو می‌شوند.
طبق اصل هولوگرافیک، مقدار اطلاعاتی که یک فضا در خود ذخیره میکند نه به حجم، بلکه به محدودهی مرزی آن منطقه بستگی دارد.
☆ هولوگرام چیست
هولوگرام همان طرح‌های براق با تصاویر شبح‌واری است که روی اسکناس یا کارت‌های اعتباری چاپ می‌شود تا از جعل آن جلوگیری کند.
☆ یک تکه از هولوگرام تمام اطلاعات کل هولوگرام را در بر دارد.
نکته‌ی شگفت‌انگیز دیگر در مورد هولوگرام این است که اگر بخشی از یک فیلم حاوی هولوگرام را برش بزنید، تمام اطلاعات هولوگرام را می‌توانید در همان تکه‌ی جداشده از آن بازخوانی کنید.
در مرکز سیاه‌چاله، ناحیه‌ای به نام تکینگی(singularityy) وجود دارد که اندازه‌اش تقریبا صفر اما چگالی‌اش بی‌نهایت است
از نظر دانشمندان، هر چیزی در فضا میتواند به سیاه‌چاله تبدیل شود؛ به شرط آنکه جرم عظیمی داشته باشد.
☆ ایده‌ی جهان هولوگرافیک از کجا آمد
ایده‌ی جهان هولوگرافیک از دو تناقض در مورد سیاه‌چاله‌ها سرچشمه گرفت.
اواخر دهه‌ی ۱۹۹۰ فیزیکدان‌های نظری متوجه شدند وقتی ذره‌ای از اطلاعات وارد سیاه‌چاله می‌شود، سطح سیاه‌چاله به مقدار بسیار دقیقی افزایش می‌یابد.
نکته‌ی حیرت‌انگیز قضیه این است که سطح سیاه‌چاله افزایش می‌یابد نه حجم آن. در مورد اغلب اجرامی که می‌شناسیم این قضیه کاملا برعکس است. اما وقتی ماده یا انرژی درون سیاه‌چاله می‌افتد، انگار اطلاعات مربوط به آن واقعا درون سیاه‌چاله نیست، بلکه به سطح آن چسبیده است.
در نتیجه سیاه‌چاله که سیستمی سه‌بعدی در جهانِ کاملا سه‌بعدی ما است، میتواند تنها با سطح دوبعدی آن درک شود و این دقیقا مدل هولوگرافیک است.
☆ دو تناقضی که منجر به ظهور ایده‌ی جهان هولوگرافیک شد: پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله ومسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)
پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله
☆ طرح مفهومی از تابش هاوکینگ
هاوکینگ کشف کرد که سیاه‌چاله‌ها دارای دما هستند و در طول زمان، مقدار اندکی پرتو ساطع میکنند در نهایت وقتی انرژی آنها به‌طور کامل از افق رویداد محو شود، خود سیاه‌چاله باید طی فرایندی به نام تبخیر سیاه‌چاله به‌طور کامل ناپدید شود.
این ایده، پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله را به میان کشید.
این فرضیه، با نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین که میگوید اطلاعات باید توسط سیاه‌چاله از بین برود، مغایرت دارد. فیزیکدان‌ها به این تناقض، «پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله» می‌گویند.
☆ مسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)
آنتروپی که عموما به‌عنوان معیار آشفتگی و بی‌نظمی در نظر گرفته می‌شود، به تعداد دفعاتی اشاره دارد که بخش‌های درونی یک شیء میتواند بدون ایجاد تغییر در حالت کلی آن، جا‌به‌جا شوند.
ازآنجاکه تمام ماده در سیاه‌چاله در تکینگی متمرکز می‌شود، هیچ جایی برای افزایش آنتروپی در آن وجود ندارد و به همین خاطر فیزیکدان‌ها معتقد بودند سیاه‌چاله در تناقض با قانون دوم ترمودینامیک، آنتروپی ندارد.
نکته‌ی حیرت‌انگیزی که درباره‌ی اصل درهم‌تندیگی وجود دارد این است که هر ذره همیشه از حال ذره‌ی دیگر باخبر است؛ حتی اگر ۱۰ میلیارد کیلومتر از آن فاصله داشته باشد. این نظریه در تناقض با اصل معروف انیشتین است که میگوید هیچ ارتباطی نمی‌تواند سریع‌تر از نور حرکت کند. از آنجایی که شکستن سرعت نور برابر با شکستن مرز زمان است، فیزیکدان‌ها بر آن شدند تا به‌نوعی این یافته را بدون نقض اصل انیشتین توضیح دهند. یکی از این روش‌ها کمک گرفتن از اصل هولوگرافیک بود.
☆ با فرض جهان هولوگرافیک؛ چه اتفاقی برای زندگی روزمره‌ی ما خواهد افتاد
به طول کلی باید گفت اتفاق خاصی در زندگی روزمره‌ی ما نخواهد افتاد.
اما اگر بخواهیم عمیق‌تر به قضیه نگاه کنیم، اثبات هولوگرافیک بودن جهان انقلاب بزرگی در فهم و درک ما از هستی ایجاد خواهد کرد.
درست همانطور که نظریه‌ی بیگ‌بنگ یا نظریه‌ی درهم‌تنیدگی تأثیر چندانی در زندگی روزمره‌ی ما ندارد، اثبات هولوگرافیک بودن جهان هم در روند عادی زندگی ما تأثیر چندانی نخواهد گذاشت.
منبع: زومیت
@physics3p
☆ اصل هولوگرافیک
منظور از جهان هولوگرافیک دنیای شبیه‌سازی‌شده‌ی فیلم ماتریکس نیست، بلکه منظور این است که به نظر می‌رسد جهان ما سه‌بعدی است و می‌توان هر چیزی را در ابعاد طول، عرض و ارتفاع آن لمس و تجربه کرد؛ اما در واقعیت احتمالا فقط دو بعد دارد و عمقی در کار نیست؛ این نظریه «اصل هولوگرافیک» می گویند.
طبق اصل هولوگرافیک، تمام داده‌ی جهان در اَبرحافظه‌ای دوبعدی است
بدون اصل هولوگرافیک، فیزیکدان‌ها برای درک اتفاقات درون سیاه‌چاله یا لحظه‌ی تولد جهان، با چالش‌های بزرگی روبه‌رو می‌شوند.
طبق اصل هولوگرافیک، مقدار اطلاعاتی که یک فضا در خود ذخیره میکند نه به حجم، بلکه به محدودهی مرزی آن منطقه بستگی دارد.
☆ هولوگرام چیست
هولوگرام همان طرح‌های براق با تصاویر شبح‌واری است که روی اسکناس یا کارت‌های اعتباری چاپ می‌شود تا از جعل آن جلوگیری کند.
☆ یک تکه از هولوگرام تمام اطلاعات کل هولوگرام را در بر دارد.
نکته‌ی شگفت‌انگیز دیگر در مورد هولوگرام این است که اگر بخشی از یک فیلم حاوی هولوگرام را برش بزنید، تمام اطلاعات هولوگرام را می‌توانید در همان تکه‌ی جداشده از آن بازخوانی کنید.
در مرکز سیاه‌چاله، ناحیه‌ای به نام تکینگی(singularityy) وجود دارد که اندازه‌اش تقریبا صفر اما چگالی‌اش بی‌نهایت است
از نظر دانشمندان، هر چیزی در فضا میتواند به سیاه‌چاله تبدیل شود؛ به شرط آنکه جرم عظیمی داشته باشد.
☆ ایده‌ی جهان هولوگرافیک از کجا آمد
ایده‌ی جهان هولوگرافیک از دو تناقض در مورد سیاه‌چاله‌ها سرچشمه گرفت.
اواخر دهه‌ی ۱۹۹۰ فیزیکدان‌های نظری متوجه شدند وقتی ذره‌ای از اطلاعات وارد سیاه‌چاله می‌شود، سطح سیاه‌چاله به مقدار بسیار دقیقی افزایش می‌یابد.
نکته‌ی حیرت‌انگیز قضیه این است که سطح سیاه‌چاله افزایش می‌یابد نه حجم آن. در مورد اغلب اجرامی که می‌شناسیم این قضیه کاملا برعکس است. اما وقتی ماده یا انرژی درون سیاه‌چاله می‌افتد، انگار اطلاعات مربوط به آن واقعا درون سیاه‌چاله نیست، بلکه به سطح آن چسبیده است.
در نتیجه سیاه‌چاله که سیستمی سه‌بعدی در جهانِ کاملا سه‌بعدی ما است، میتواند تنها با سطح دوبعدی آن درک شود و این دقیقا مدل هولوگرافیک است.
☆ دو تناقضی که منجر به ظهور ایده‌ی جهان هولوگرافیک شد: پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله ومسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)
پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله
☆ طرح مفهومی از تابش هاوکینگ
هاوکینگ کشف کرد که سیاه‌چاله‌ها دارای دما هستند و در طول زمان، مقدار اندکی پرتو ساطع میکنند در نهایت وقتی انرژی آنها به‌طور کامل از افق رویداد محو شود، خود سیاه‌چاله باید طی فرایندی به نام تبخیر سیاه‌چاله به‌طور کامل ناپدید شود.
این ایده، پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله را به میان کشید.
این فرضیه، با نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین که میگوید اطلاعات باید توسط سیاه‌چاله از بین برود، مغایرت دارد. فیزیکدان‌ها به این تناقض، «پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله» می‌گویند.
☆ مسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)
آنتروپی که عموما به‌عنوان معیار آشفتگی و بی‌نظمی در نظر گرفته می‌شود، به تعداد دفعاتی اشاره دارد که بخش‌های درونی یک شیء میتواند بدون ایجاد تغییر در حالت کلی آن، جا‌به‌جا شوند.
ازآنجاکه تمام ماده در سیاه‌چاله در تکینگی متمرکز می‌شود، هیچ جایی برای افزایش آنتروپی در آن وجود ندارد و به همین خاطر فیزیکدان‌ها معتقد بودند سیاه‌چاله در تناقض با قانون دوم ترمودینامیک، آنتروپی ندارد.
نکته‌ی حیرت‌انگیزی که درباره‌ی اصل درهم‌تندیگی وجود دارد این است که هر ذره همیشه از حال ذره‌ی دیگر باخبر است؛ حتی اگر ۱۰ میلیارد کیلومتر از آن فاصله داشته باشد. این نظریه در تناقض با اصل معروف انیشتین است که میگوید هیچ ارتباطی نمی‌تواند سریع‌تر از نور حرکت کند. از آنجایی که شکستن سرعت نور برابر با شکستن مرز زمان است، فیزیکدان‌ها بر آن شدند تا به‌نوعی این یافته را بدون نقض اصل انیشتین توضیح دهند. یکی از این روش‌ها کمک گرفتن از اصل هولوگرافیک بود.
☆ با فرض جهان هولوگرافیک؛ چه اتفاقی برای زندگی روزمره‌ی ما خواهد افتاد
به طول کلی باید گفت اتفاق خاصی در زندگی روزمره‌ی ما نخواهد افتاد.
اما اگر بخواهیم عمیق‌تر به قضیه نگاه کنیم، اثبات هولوگرافیک بودن جهان انقلاب بزرگی در فهم و درک ما از هستی ایجاد خواهد کرد.
درست همانطور که نظریه‌ی بیگ‌بنگ یا نظریه‌ی درهم‌تنیدگی تأثیر چندانی در زندگی روزمره‌ی ما ندارد، اثبات هولوگرافیک بودن جهان هم در روند عادی زندگی ما تأثیر چندانی نخواهد گذاشت.
منبع: زومیت
@physics3p
Forwarded from Quantum Physics (Erfan sedighi)
🔸️تونل‌زنی پروتون
تونل زنی پروتون نوعی تونل زنی کوانتومی است که شامل ناپدید شدن آنی یک پروتون در یک مکان و ظاهر شدن همان پروتون در محل مجاور جدا شده توسط یک مانع بالقوه است. دو سایت موجود توسط یک پتانسیل چاه مضاعف محدود می شوند که شکل، عرض و ارتفاع آن توسط مجموعه ای از شرایط مرزی تعیین می شود. با توجه به تقریب WKB، احتمال تونل شدن یک ذره با جرم آن و عرض مانع پتانسیل نسبت معکوس دارد. تونل زنی الکترونی به خوبی شناخته شده است. یک پروتون حدود 2000 برابر جرم تر از یک الکترون است، بنابراین احتمال تونل زدن آن بسیار کمتر است. با این حال، تونل زنی پروتون هنوز هم به خصوص در دماهای پایین و فشارهای بالا که در آن عرض مانع پتانسیل کاهش می یابد، رخ می دهد.
تونل زنی پروتون معمولاً با پیوندهای هیدروژنی مرتبط است. در بسیاری از مولکول‌هایی که حاوی هیدروژن هستند، اتم‌های هیدروژن از طریق یک پیوند هیدروژنی در یک انتها و یک پیوند کووالانسی به دو اتم غیر هیدروژن متصل می‌شوند. اتم هیدروژن بدون الکترون خود به پروتون تبدیل می شود. از آنجایی که الکترون دیگر به اتم هیدروژن در پیوند هیدروژنی متصل نیست، این معادل پروتونی است که در یکی از چاه‌های یک پتانسیل چاه دوگانه همانطور که در بالا توضیح داده شد، قرار دارد. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، پیوند هیدروژنی و پیوند کووالانسی تغییر می کند. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، همان پروتون احتمال بازگشت تونل به محل اصلی خود را دارد، مشروط بر اینکه پتانسیل چاه مضاعف متقارن باشد.
جفت های باز یک رشته DNA توسط پیوندهای هیدروژنی به هم متصل می شوند. در اصل، کد ژنتیکی توسط یک آرایش منحصر به فرد از پیوندهای هیدروژنی موجود است. اعتقاد بر این است که پس از تکثیر یک رشته DNA، تونل زنی پروتون وجود دارد که پیکربندی پیوند هیدروژنی را تغییر می دهد. این منجر به تغییر جزئی کد ارثی می شود که اساس جهش ها است. به همین ترتیب، تونل زنی پروتون نیز مسئول بروز اختلال عملکرد سلول ها (تومورها و سرطان) و پیری است.
تونل زنی پروتون در بسیاری از کریستال های مولکولی مبتنی بر هیدروژن مانند یخ رخ می دهد. اعتقاد بر این است که انتقال فاز بین فازهای شش ضلعی (یخ Ih) و متعامد (یخ XI) یخ توسط تونل زنی پروتون فعال می شود. اخیراً وقوع تونل زنی پروتون مرتبط در خوشه های یخ نیز گزارش شده است.
🆔️@physics3p
تونل زنی پروتون نوعی تونل زنی کوانتومی است که شامل ناپدید شدن آنی یک پروتون در یک مکان و ظاهر شدن همان پروتون در محل مجاور جدا شده توسط یک مانع بالقوه است. دو سایت موجود توسط یک پتانسیل چاه مضاعف محدود می شوند که شکل، عرض و ارتفاع آن توسط مجموعه ای از شرایط مرزی تعیین می شود. با توجه به تقریب WKB، احتمال تونل شدن یک ذره با جرم آن و عرض مانع پتانسیل نسبت معکوس دارد. تونل زنی الکترونی به خوبی شناخته شده است. یک پروتون حدود 2000 برابر جرم تر از یک الکترون است، بنابراین احتمال تونل زدن آن بسیار کمتر است. با این حال، تونل زنی پروتون هنوز هم به خصوص در دماهای پایین و فشارهای بالا که در آن عرض مانع پتانسیل کاهش می یابد، رخ می دهد.
تونل زنی پروتون معمولاً با پیوندهای هیدروژنی مرتبط است. در بسیاری از مولکول‌هایی که حاوی هیدروژن هستند، اتم‌های هیدروژن از طریق یک پیوند هیدروژنی در یک انتها و یک پیوند کووالانسی به دو اتم غیر هیدروژن متصل می‌شوند. اتم هیدروژن بدون الکترون خود به پروتون تبدیل می شود. از آنجایی که الکترون دیگر به اتم هیدروژن در پیوند هیدروژنی متصل نیست، این معادل پروتونی است که در یکی از چاه‌های یک پتانسیل چاه دوگانه همانطور که در بالا توضیح داده شد، قرار دارد. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، پیوند هیدروژنی و پیوند کووالانسی تغییر می کند. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، همان پروتون احتمال بازگشت تونل به محل اصلی خود را دارد، مشروط بر اینکه پتانسیل چاه مضاعف متقارن باشد.
جفت های باز یک رشته DNA توسط پیوندهای هیدروژنی به هم متصل می شوند. در اصل، کد ژنتیکی توسط یک آرایش منحصر به فرد از پیوندهای هیدروژنی موجود است. اعتقاد بر این است که پس از تکثیر یک رشته DNA، تونل زنی پروتون وجود دارد که پیکربندی پیوند هیدروژنی را تغییر می دهد. این منجر به تغییر جزئی کد ارثی می شود که اساس جهش ها است. به همین ترتیب، تونل زنی پروتون نیز مسئول بروز اختلال عملکرد سلول ها (تومورها و سرطان) و پیری است.
تونل زنی پروتون در بسیاری از کریستال های مولکولی مبتنی بر هیدروژن مانند یخ رخ می دهد. اعتقاد بر این است که انتقال فاز بین فازهای شش ضلعی (یخ Ih) و متعامد (یخ XI) یخ توسط تونل زنی پروتون فعال می شود. اخیراً وقوع تونل زنی پروتون مرتبط در خوشه های یخ نیز گزارش شده است.
🆔️@physics3p
ابر تقارن چیست؟ – قسمت دوم
چرا این نظریه جزو یکی از نوید بخش ترین کاندید های نظریه همه چیز قرار گرفته است؟
☆ ابرتقارن می تواند توضیح دهد که چرا ذره بوزون هیگز آنقدر سبک است.
☆ ابرتقارن می تواند توضیحی برای “ماده تاریک” ارائه دهد.
ماده تاریک نوعی ماده است که در اخترشناسی و کیهان شناسی برای توضیح پدیده هایی پیشنهاد شد که بنظر می رسد ناشی از وجود میزان خاصی از جرم باشند که از جرم مشاهده شده در کیهان بیشتر است. سبک ترین ذره ابرمتقارنی که نظریه پیش بینی می کند می تواند توضیح دهنده ماده تاریکی باشد که فیزیکدانان برای دهه ها دنبالش هستند.
☆ ابرتقارن ذره ای خنثی با برهمکنشی بسیار ضعیف با ذرات دیگر را پیش بینی می کند،
این توضیح دقیقا چیزی است که فیزیکدانان برای منشا ناشناخته ماده تاریک ارائه می دهند.
☆ اگر نظریه ابرتقارن شامل مدل استاندارد شود سه نیروی ساختاری الکترومغناطیس، نیروی ضعیف هسته ای و نیروی قوی را که مدل استاندارد توصیف می کند یگانه می کند. به عبارتی ابرتقارن این معنا را می دهد که هر سه نظریه ها در سطح انرژی بالا یک مقدار قدرت دارند.
☆ نظریه ابرتقارن می تواند نظریه ریسمان را تقویت کند
ابرتقارن را گاهی پله ی محکمی برای نظری ریسمان می دانند؛ چرا که برای تحقق نظریه ریسمان بعضی از نسخه های ابرتقارن باید وجود داشته باشند. نظریه ریسمان یکی از کاندید های نسبتا امیدوار کننده ی نظریه همه چیز است ولی امتحان کردن آن بسیار مشکل است، با این وجود کشف درستی نظریه ابرتقارن می تواند حداقل پیشگامان نظریه ریسمان را آگاه سازد که آنها واقعا در راه درستی قدم می گذارند!
منبع: سایت علمی بیگ بنگ
@physics3p
چرا این نظریه جزو یکی از نوید بخش ترین کاندید های نظریه همه چیز قرار گرفته است؟
☆ ابرتقارن می تواند توضیح دهد که چرا ذره بوزون هیگز آنقدر سبک است.
☆ ابرتقارن می تواند توضیحی برای “ماده تاریک” ارائه دهد.
ماده تاریک نوعی ماده است که در اخترشناسی و کیهان شناسی برای توضیح پدیده هایی پیشنهاد شد که بنظر می رسد ناشی از وجود میزان خاصی از جرم باشند که از جرم مشاهده شده در کیهان بیشتر است. سبک ترین ذره ابرمتقارنی که نظریه پیش بینی می کند می تواند توضیح دهنده ماده تاریکی باشد که فیزیکدانان برای دهه ها دنبالش هستند.
☆ ابرتقارن ذره ای خنثی با برهمکنشی بسیار ضعیف با ذرات دیگر را پیش بینی می کند،
این توضیح دقیقا چیزی است که فیزیکدانان برای منشا ناشناخته ماده تاریک ارائه می دهند.
☆ اگر نظریه ابرتقارن شامل مدل استاندارد شود سه نیروی ساختاری الکترومغناطیس، نیروی ضعیف هسته ای و نیروی قوی را که مدل استاندارد توصیف می کند یگانه می کند. به عبارتی ابرتقارن این معنا را می دهد که هر سه نظریه ها در سطح انرژی بالا یک مقدار قدرت دارند.
☆ نظریه ابرتقارن می تواند نظریه ریسمان را تقویت کند
ابرتقارن را گاهی پله ی محکمی برای نظری ریسمان می دانند؛ چرا که برای تحقق نظریه ریسمان بعضی از نسخه های ابرتقارن باید وجود داشته باشند. نظریه ریسمان یکی از کاندید های نسبتا امیدوار کننده ی نظریه همه چیز است ولی امتحان کردن آن بسیار مشکل است، با این وجود کشف درستی نظریه ابرتقارن می تواند حداقل پیشگامان نظریه ریسمان را آگاه سازد که آنها واقعا در راه درستی قدم می گذارند!
منبع: سایت علمی بیگ بنگ
@physics3p
🔵 انواع طیف ستاره ها (بخش دوم) (قسمت آخر)
بعد ها اصول فیزیکی که در طبقه بندی طیفی هاروارد به کار گرفته شده بود، متداول تر شد تا جایی که امروزه هم از همین روش طبقه بندی طیفی استفاده می شود. به عنوان مثال خطوط جذبی هیدروژن در طیف ستاره ی نسر واقع (گونه‌ی طیفی A0) بسیار قوی هستند. خطوط هیدروژن در طیف این ستاره خیلی قوی تر از خطوط ضعیفی است که از ستاره ای مثل خورشید (گونه‌ی طیفی G2)، مشاهده می شود. از طرف دیگر خطوط جذبی کلسیم در خورشید خیلی شدیدتر از خطوط جذبی کلسیم در نسر واقع است.
❓آیا این نتیجه به خاطر تفاوت در ترکیب عناصر دو ستاره مشاهده می شود؟ یا دمای سطحی (Te) متفاوت نسر واقع (Te=9500k) و خورشید (Te=5777k) عامل تفاوت شدت های نسبی این خطوط جذبی است؟
درک نظری از ساختار کوانتومی اتم که در اوایل قرن 20 حاصل شده بود، توصیف خطوط جذبی مشاهده شده در طیف ستارگان را در اختیار. منجمان گذاشت. خطوط جذبی، زمانی ایجاد می شوند که اتم دقیقا فوتونی را با همان انرژی‌ای جذب کند که الکترون برای گذار از مدار پایین تر به مدار بالاتر نیاز دارد. خطوط گسیلی در فرآیند معکوس ایجاد می شوند، زمانی که الکترونی از مدار بالاتر به مدار پایین تر گذار انجام می دهد؛ یک فوتون آزاد کرده و طیف گسیلی تابش می کند. طول موج این فوتون به انرژی مدار هایی که در این گذار نقش دارند بستگی دارد.
تفاوت بین طیف ستارگانِ با دما های مختلف، به دلیل تفاوت در اوربیتال های الکترون های اتم های متفاوتی است که جو این ستاره ها را اشغال کرده اند. جزئیات تشکیل خطوط طیفی بسیار پیچیده است، چرا که الکترون ها را می توان در همه‌ی اوربیتال های اتم ها، پیدا کرد. علاوه بر این، اتم می تواند در هر یک از مراحل مختلف یونش‌اش قرار داشته باشد و همانطور که می دانیم در هر مرحله یا درجه از یونش، مجموعه ای منحصر به فرد از اوربیتال ها وجود دارد لذا به عنوان مثال خطوط مرئی کلسیم یک بار یونیزه (CaII)، معمولا در ستاره های گونه‌ی K0، به بیشینه شدت خود می رسند.
▫️در جداول طیف های ستاره ای علاوه بر طیف بندی سنتی طیف بر حسب گونه های طیفی هاروارد (OBAFGKM)، گونه های طیفی ستاره ای بسیار سرد و کوتوله های قهوه ای هم که طی چند سال اخیر کشف شده بودند، فهرست شده است. کوتوله های قهوه ای اجرامی با جرم بسیار کم هستند که به واسطه‌ی فشار کم در هسته، واکنش های هسته ای در درون آنها رخ نمی دهد؛ بنابراین در حالت متداول آنها را ستاره در نظر نمی گیرند. ضرورت معرفی این گونه های طیفی جدید پس از اجرای پروژه‌ی مساحی تمام آسمان موسوم به (all-sky surveys) مشخص شد. طی این پروژه؛ تعداد زیادی از اجرام با دمای مؤثر بسیار پایین (1300k تا 2500k برای گونه های طیفی L و کمتر از 1300k برای گونه های طیفی T) کشف شدند.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
بعد ها اصول فیزیکی که در طبقه بندی طیفی هاروارد به کار گرفته شده بود، متداول تر شد تا جایی که امروزه هم از همین روش طبقه بندی طیفی استفاده می شود. به عنوان مثال خطوط جذبی هیدروژن در طیف ستاره ی نسر واقع (گونه‌ی طیفی A0) بسیار قوی هستند. خطوط هیدروژن در طیف این ستاره خیلی قوی تر از خطوط ضعیفی است که از ستاره ای مثل خورشید (گونه‌ی طیفی G2)، مشاهده می شود. از طرف دیگر خطوط جذبی کلسیم در خورشید خیلی شدیدتر از خطوط جذبی کلسیم در نسر واقع است.
❓آیا این نتیجه به خاطر تفاوت در ترکیب عناصر دو ستاره مشاهده می شود؟ یا دمای سطحی (Te) متفاوت نسر واقع (Te=9500k) و خورشید (Te=5777k) عامل تفاوت شدت های نسبی این خطوط جذبی است؟
درک نظری از ساختار کوانتومی اتم که در اوایل قرن 20 حاصل شده بود، توصیف خطوط جذبی مشاهده شده در طیف ستارگان را در اختیار. منجمان گذاشت. خطوط جذبی، زمانی ایجاد می شوند که اتم دقیقا فوتونی را با همان انرژی‌ای جذب کند که الکترون برای گذار از مدار پایین تر به مدار بالاتر نیاز دارد. خطوط گسیلی در فرآیند معکوس ایجاد می شوند، زمانی که الکترونی از مدار بالاتر به مدار پایین تر گذار انجام می دهد؛ یک فوتون آزاد کرده و طیف گسیلی تابش می کند. طول موج این فوتون به انرژی مدار هایی که در این گذار نقش دارند بستگی دارد.
تفاوت بین طیف ستارگانِ با دما های مختلف، به دلیل تفاوت در اوربیتال های الکترون های اتم های متفاوتی است که جو این ستاره ها را اشغال کرده اند. جزئیات تشکیل خطوط طیفی بسیار پیچیده است، چرا که الکترون ها را می توان در همه‌ی اوربیتال های اتم ها، پیدا کرد. علاوه بر این، اتم می تواند در هر یک از مراحل مختلف یونش‌اش قرار داشته باشد و همانطور که می دانیم در هر مرحله یا درجه از یونش، مجموعه ای منحصر به فرد از اوربیتال ها وجود دارد لذا به عنوان مثال خطوط مرئی کلسیم یک بار یونیزه (CaII)، معمولا در ستاره های گونه‌ی K0، به بیشینه شدت خود می رسند.
▫️در جداول طیف های ستاره ای علاوه بر طیف بندی سنتی طیف بر حسب گونه های طیفی هاروارد (OBAFGKM)، گونه های طیفی ستاره ای بسیار سرد و کوتوله های قهوه ای هم که طی چند سال اخیر کشف شده بودند، فهرست شده است. کوتوله های قهوه ای اجرامی با جرم بسیار کم هستند که به واسطه‌ی فشار کم در هسته، واکنش های هسته ای در درون آنها رخ نمی دهد؛ بنابراین در حالت متداول آنها را ستاره در نظر نمی گیرند. ضرورت معرفی این گونه های طیفی جدید پس از اجرای پروژه‌ی مساحی تمام آسمان موسوم به (all-sky surveys) مشخص شد. طی این پروژه؛ تعداد زیادی از اجرام با دمای مؤثر بسیار پایین (1300k تا 2500k برای گونه های طیفی L و کمتر از 1300k برای گونه های طیفی T) کشف شدند.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
تورم کیهانی
"در کیهان‌شناسی فیزیکی تورم کیهانی به انبساط جهان اولیه با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور اشاره دارد."
☆ این فرضیه توسط فیزیکدان آمریکایی الن گوث‌مطرح شد.
تورم ساختار بزرگ مقیاس جهان را توضیح میدهد. اغتشاشات کوانتومی در منطقه میکروسکوپی تورمی به اندازه کیهان بزرگ شده و به دانه‌هایی برای شکل‌گیری ساختار در جهان تبدیل می‌شوند.
انفجار بزرگ توصیف زیبا و کاملی از انبساط و خنک شدن کیهان، و همین طور تجمع ماده برای شکل گرفتن کهکشان‌ها و ستاره‌ها ارائه میدهد. ولی این نظریه چیزی درباره فیزیک خود انفجار نمی‌گوید: انفجار بزرگ هیچ سرنخی درباره چیزی که منفجر شده، علت انفجار و یا وقایع قبل از انفجار ارائه نمی‌دهد. در عوض، نظریه تورم کیهانی، توصیفی است از خود انفجار، و پاسخهای قابل قبولی برای این سوالها ارائه میکند.
☆ در جدیدترین رمزگشایی کیهان دانشمندان امواج گرنشی نخستین لحظات پیدایش کیهان را مشاهده کردند که تاییدی بر وجود نظریه تورمی کیهان می‌باشد.
دقیقاً پس از آغاز دوره‌‌ی تورم چهار نیروی اصلی طبیعت که با هم یکی بودند، از هم جدا شده و هر کدام راه خود را در عالم رو به گسترش در پیش گرفتند.
☆ چرا جهان تخت، همگن و همسانگرد است، در حالی که بر پایه بیگ بنگ و اصل کیهان‌شناختی جهان باید به شدت خمیده و ناهمگن می‌بود؟
نظریه تورمی به منظور توجیه خصوصیات قابل مشاهده کیهان مطرح شد.
بعنوان مثال می‌توان از بررسی ماهیت امواج پس زمینه کیهانی نام برد که این امواج با استفاده از ماهواره‌های کوبه، WMAP و پلانک با دقتی بی‌نظیر انجام شد، دانشمندان
دریافتند که این پرتوها با شدتی یکسان و با دقتی باور نکردنی و در حدود ۰٫۰۰۱ درصد، از تمامی جهات به زمین می‌رسند.
در حالی که فضای تهی خالی از هرگونه ویژگی در نظر گرفته می‌شد، زوج‌های ماده ـ پاد ماده به طور پیوسته در آن ظاهر و ناپدید می‌شوند و خود فضا نیز به قسمت‌های کمتر شناخته‌شده‌ای به نام ” حباب‌های ریز کوانتومی” تقسیم می‌شود.
☆ این انبساط چقدر سریع بوده است؟ طی دوره تورم هر 35-^10 ثانیه ابعاد کیهان دو برابر شده است. که این میزان انبساط برای توضیح مسأله تختی کافی است.
منابع: سایت بیگ‌بنگ، سایت هوپا، ویکی‌پدیا
گردآوری: حبیبه شیخ‌پور
@physics3p
"در کیهان‌شناسی فیزیکی تورم کیهانی به انبساط جهان اولیه با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور اشاره دارد."
☆ این فرضیه توسط فیزیکدان آمریکایی الن گوث‌مطرح شد.
تورم ساختار بزرگ مقیاس جهان را توضیح میدهد. اغتشاشات کوانتومی در منطقه میکروسکوپی تورمی به اندازه کیهان بزرگ شده و به دانه‌هایی برای شکل‌گیری ساختار در جهان تبدیل می‌شوند.
انفجار بزرگ توصیف زیبا و کاملی از انبساط و خنک شدن کیهان، و همین طور تجمع ماده برای شکل گرفتن کهکشان‌ها و ستاره‌ها ارائه میدهد. ولی این نظریه چیزی درباره فیزیک خود انفجار نمی‌گوید: انفجار بزرگ هیچ سرنخی درباره چیزی که منفجر شده، علت انفجار و یا وقایع قبل از انفجار ارائه نمی‌دهد. در عوض، نظریه تورم کیهانی، توصیفی است از خود انفجار، و پاسخهای قابل قبولی برای این سوالها ارائه میکند.
☆ در جدیدترین رمزگشایی کیهان دانشمندان امواج گرنشی نخستین لحظات پیدایش کیهان را مشاهده کردند که تاییدی بر وجود نظریه تورمی کیهان می‌باشد.
دقیقاً پس از آغاز دوره‌‌ی تورم چهار نیروی اصلی طبیعت که با هم یکی بودند، از هم جدا شده و هر کدام راه خود را در عالم رو به گسترش در پیش گرفتند.
☆ چرا جهان تخت، همگن و همسانگرد است، در حالی که بر پایه بیگ بنگ و اصل کیهان‌شناختی جهان باید به شدت خمیده و ناهمگن می‌بود؟
نظریه تورمی به منظور توجیه خصوصیات قابل مشاهده کیهان مطرح شد.
بعنوان مثال می‌توان از بررسی ماهیت امواج پس زمینه کیهانی نام برد که این امواج با استفاده از ماهواره‌های کوبه، WMAP و پلانک با دقتی بی‌نظیر انجام شد، دانشمندان
دریافتند که این پرتوها با شدتی یکسان و با دقتی باور نکردنی و در حدود ۰٫۰۰۱ درصد، از تمامی جهات به زمین می‌رسند.
در حالی که فضای تهی خالی از هرگونه ویژگی در نظر گرفته می‌شد، زوج‌های ماده ـ پاد ماده به طور پیوسته در آن ظاهر و ناپدید می‌شوند و خود فضا نیز به قسمت‌های کمتر شناخته‌شده‌ای به نام ” حباب‌های ریز کوانتومی” تقسیم می‌شود.
☆ این انبساط چقدر سریع بوده است؟ طی دوره تورم هر 35-^10 ثانیه ابعاد کیهان دو برابر شده است. که این میزان انبساط برای توضیح مسأله تختی کافی است.
منابع: سایت بیگ‌بنگ، سایت هوپا، ویکی‌پدیا
گردآوری: حبیبه شیخ‌پور
@physics3p
Quantum Physics
🔴 معادله ساها 🆔@physics3p
🔴 معادله ساها
❓سوالی که در بررسی طیف ستارگان بوجود می آید این است که بع عنوان مثال، چرا خطوط بالمر در دمایی بسیار پایین تر از 9520K به بیشینه ی شدت خود می رسد؟ طبق معادله ی بولتزمن، واضح است که در دما های بالاتر از 9520K، بخش بیشتری از الکترون ها به جای تراز پایه، در نخستین تراز برانگیختگی خواهند بود. اگر این طور باشد، چه چیزی مسئول کاهش شدت خطوط بالمر در دما های بالاتر است؟
▫️پاسخ این پرسش در نسبت اتم های موجود در تراز های مختلف یونش نهفته است. فرض کنید Xi انرژی یونش مورد نیاز برای کندن یک الکترون از یک اتم (یا یون) در تراز پایه باشد، تا آن را از درجه ی یونش i به درجه ی یونش (i+1) برساند.
برای مثال، انرژی یونش هیدروژن، یعنی انرژی لازم برای تبدیل هیدروژن خنثی به هیدروژن یک بار یونیده (HI => HII)، برابر است با Xi= 13.6 ev است. تقسیم مجموع انرژی الکترون های هر اتم بر تعداد تراز ها، میانگین انرژی تراز ها را به دست می دهد. این روند به محاسبه ی تابع پارش (Partition Function) Z بر حسب اتم های اولیه و نهایی می انجامد. تابع پارش را می توان میانگین وزنی تمامی تراز هایی در نظر گرفت که؛ یک اتم می تواند الکترون هایی با انرژی های یکسان را در فضا بپیند. اگر Ej تراز انرژی j ام و gi واگنی آن تراز باشد، تابع پارش Z به صورت رابطه اول تعریف می شود.
اگر تابع پارش Zi و Z(i+1) را برای اتمی در مراحل اولیه و پایانی یونش بنویسیم، نسبت تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i+1 به تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i، به رابطه دوم خواهیم رسید.
این معادله به معادله ی ساها معروف است. اخترفیزیک دان هندی مگاند ساها (Meghnad Saha) (1894-1956)، در سال 1920 برای نخستین بار به این معادله دست یافت. از آن جا که در طی فرآیند یونش، یک الکترون آزاد می شود؛ مشاهده ی چگالی عددی الکترون های آزاد (تعداد الکترون ها در واحد حجم) یا ne در سمت راست معادله ی ساها چندان عجیب نیست. توجه داشته باشید که با افزایش چگالی عددی الکترون های آزاد، تعداد اتم ها در مراحل بالاتر یونش کاهش می یابد، زیرا الکترون های بیشتری وجود دارد که یون می تواند دوباره با آن ها ترکیب شود. ضریب 2 در کنار تابع پارش Z(i+1)؛ وجود دو اسپین قابل پذیرش برای الکترون های آزاد با ms= +- 0.5 را نشان می دهد. عبارت موجود در پرانتز هم به الکترون آزاد مربوط است (عبارت داخل پرانتز، چگالی عددی الکترون هایی با انرژی کوانتومی برابر با انرژی گرمایی kT را نشان می دهد. برای شرایط متداول در جو های ستاره ای، این عبارت خیلی بزرگتر از ne است.) و me هم جرم الکترون را نشان می دهد.
گاهی به جای استفاده از چگالی عددی الکترون از فشار الکترون های آزاد یا Pe استفاده می شود. فشار الکترون های آزاد با کمک از قانون گاز کامل ایده آل، به این صورت محاسبه می شود:
Pe = nekT
با استفاده از تعریف جدید، معادله ی ساها را به صورت رابطه سوم بازنویسی می کنیم.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
❓سوالی که در بررسی طیف ستارگان بوجود می آید این است که بع عنوان مثال، چرا خطوط بالمر در دمایی بسیار پایین تر از 9520K به بیشینه ی شدت خود می رسد؟ طبق معادله ی بولتزمن، واضح است که در دما های بالاتر از 9520K، بخش بیشتری از الکترون ها به جای تراز پایه، در نخستین تراز برانگیختگی خواهند بود. اگر این طور باشد، چه چیزی مسئول کاهش شدت خطوط بالمر در دما های بالاتر است؟
▫️پاسخ این پرسش در نسبت اتم های موجود در تراز های مختلف یونش نهفته است. فرض کنید Xi انرژی یونش مورد نیاز برای کندن یک الکترون از یک اتم (یا یون) در تراز پایه باشد، تا آن را از درجه ی یونش i به درجه ی یونش (i+1) برساند.
برای مثال، انرژی یونش هیدروژن، یعنی انرژی لازم برای تبدیل هیدروژن خنثی به هیدروژن یک بار یونیده (HI => HII)، برابر است با Xi= 13.6 ev است. تقسیم مجموع انرژی الکترون های هر اتم بر تعداد تراز ها، میانگین انرژی تراز ها را به دست می دهد. این روند به محاسبه ی تابع پارش (Partition Function) Z بر حسب اتم های اولیه و نهایی می انجامد. تابع پارش را می توان میانگین وزنی تمامی تراز هایی در نظر گرفت که؛ یک اتم می تواند الکترون هایی با انرژی های یکسان را در فضا بپیند. اگر Ej تراز انرژی j ام و gi واگنی آن تراز باشد، تابع پارش Z به صورت رابطه اول تعریف می شود.
اگر تابع پارش Zi و Z(i+1) را برای اتمی در مراحل اولیه و پایانی یونش بنویسیم، نسبت تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i+1 به تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i، به رابطه دوم خواهیم رسید.
این معادله به معادله ی ساها معروف است. اخترفیزیک دان هندی مگاند ساها (Meghnad Saha) (1894-1956)، در سال 1920 برای نخستین بار به این معادله دست یافت. از آن جا که در طی فرآیند یونش، یک الکترون آزاد می شود؛ مشاهده ی چگالی عددی الکترون های آزاد (تعداد الکترون ها در واحد حجم) یا ne در سمت راست معادله ی ساها چندان عجیب نیست. توجه داشته باشید که با افزایش چگالی عددی الکترون های آزاد، تعداد اتم ها در مراحل بالاتر یونش کاهش می یابد، زیرا الکترون های بیشتری وجود دارد که یون می تواند دوباره با آن ها ترکیب شود. ضریب 2 در کنار تابع پارش Z(i+1)؛ وجود دو اسپین قابل پذیرش برای الکترون های آزاد با ms= +- 0.5 را نشان می دهد. عبارت موجود در پرانتز هم به الکترون آزاد مربوط است (عبارت داخل پرانتز، چگالی عددی الکترون هایی با انرژی کوانتومی برابر با انرژی گرمایی kT را نشان می دهد. برای شرایط متداول در جو های ستاره ای، این عبارت خیلی بزرگتر از ne است.) و me هم جرم الکترون را نشان می دهد.
گاهی به جای استفاده از چگالی عددی الکترون از فشار الکترون های آزاد یا Pe استفاده می شود. فشار الکترون های آزاد با کمک از قانون گاز کامل ایده آل، به این صورت محاسبه می شود:
Pe = nekT
با استفاده از تعریف جدید، معادله ی ساها را به صورت رابطه سوم بازنویسی می کنیم.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
Forwarded from اتچ بات
🔸️کشف یک ذره جدید و نامزد مناسب برای ماده تاریک
این ذره که پیش از این دیده نشده بود، "بوزون هیگز محوری" (higgs boson axial) نام گرفت.
بهترین نظریه فعلی دانشمندان برای توصیف اساسی‌ترین بلوک‌های سازنده جهان، مدل استاندارد فیزیک ذرات است.
علیرغم موفقیت مدل استاندارد در توضیح جهان، محدودیت هایی وجود دارد. ماده تاریک و انرژی تاریک دو نمونه از این محدودیت ها هستند که هنوز کشف نشده‌اند، اما شاید در نهایت بتوان این معما را حل کرد.
مشاهده بوزون هیگز، ذره‌ی جدیدی در مدل استاندارد و مرتبط با میدان هیگز، میدانی که به سایر ذرات بنیادی جرم میدهد. این جرم یک ذره است که تعیین میکند در هنگام برخورد با یک نیرو چقدر در برابر تغییر سرعت یا موقعیت خود مقاومت کند.
بوزون هیگز محوری از خویشاوندان مغناطیسی بوزون هیگز است. کنت برچ" استاد فیزیک در کالج بوستون و محقق ارشد تیمی که این کشف را انجام داد، میگوید :
"روزی نیست که یک ذره جدید رو میزتان نشسته باشد."
اما این ذره با بوزون هیگز که اولین بار توسط آشکار ساز های atlas و cms برخورد دهنده هادرونی بزرگ، مشاهده شد، متفاوت است. اولا این که این ذره در آزمایشگاه کوچکی به اندازه یه میز کشف شد.
این ذره دارای یک گشتاور مغناطیسی و جهت مغناطیسی است که یک میدان مغناطیسی ایجاد میکند.
آنچه بوزون هیگز محوری را از بوزون هیگز متمایز میکند، گشتاور مغناطیسی آن است. گشتاور مغناطیسی توانایی ایجاد یک میدان مغناطیسی به دلیل قدرت یا سوگیری مغناطیسی است.
لازم به ذکر است که این ذره جدید، زمانی پدید آمد که مواد کوانتومی در دمای اتاق، از نوسانات خاصی پیروی کردند، بدین ترتیب، محققان توانستند این ذره را با استفاده از پراکندگی نور مشاهده کنند.
اما برخی یافته‌های محققان نشان میدهد که بوزون هیگز محوری رفتار جمعی الکترون ها را برخلاف هرحالتی که پیش از این در طبیعت دیده‌ایم، نشان میدهد.
🆔️@physics3p
این ذره که پیش از این دیده نشده بود، "بوزون هیگز محوری" (higgs boson axial) نام گرفت.
بهترین نظریه فعلی دانشمندان برای توصیف اساسی‌ترین بلوک‌های سازنده جهان، مدل استاندارد فیزیک ذرات است.
علیرغم موفقیت مدل استاندارد در توضیح جهان، محدودیت هایی وجود دارد. ماده تاریک و انرژی تاریک دو نمونه از این محدودیت ها هستند که هنوز کشف نشده‌اند، اما شاید در نهایت بتوان این معما را حل کرد.
مشاهده بوزون هیگز، ذره‌ی جدیدی در مدل استاندارد و مرتبط با میدان هیگز، میدانی که به سایر ذرات بنیادی جرم میدهد. این جرم یک ذره است که تعیین میکند در هنگام برخورد با یک نیرو چقدر در برابر تغییر سرعت یا موقعیت خود مقاومت کند.
بوزون هیگز محوری از خویشاوندان مغناطیسی بوزون هیگز است. کنت برچ" استاد فیزیک در کالج بوستون و محقق ارشد تیمی که این کشف را انجام داد، میگوید :
"روزی نیست که یک ذره جدید رو میزتان نشسته باشد."
اما این ذره با بوزون هیگز که اولین بار توسط آشکار ساز های atlas و cms برخورد دهنده هادرونی بزرگ، مشاهده شد، متفاوت است. اولا این که این ذره در آزمایشگاه کوچکی به اندازه یه میز کشف شد.
این ذره دارای یک گشتاور مغناطیسی و جهت مغناطیسی است که یک میدان مغناطیسی ایجاد میکند.
آنچه بوزون هیگز محوری را از بوزون هیگز متمایز میکند، گشتاور مغناطیسی آن است. گشتاور مغناطیسی توانایی ایجاد یک میدان مغناطیسی به دلیل قدرت یا سوگیری مغناطیسی است.
لازم به ذکر است که این ذره جدید، زمانی پدید آمد که مواد کوانتومی در دمای اتاق، از نوسانات خاصی پیروی کردند، بدین ترتیب، محققان توانستند این ذره را با استفاده از پراکندگی نور مشاهده کنند.
اما برخی یافته‌های محققان نشان میدهد که بوزون هیگز محوری رفتار جمعی الکترون ها را برخلاف هرحالتی که پیش از این در طبیعت دیده‌ایم، نشان میدهد.
🆔️@physics3p
Telegram
attach 📎
Forwarded from عکس نگار
📋 طبقه بندی طیفی ستارگان و ویژگی های آنها توسط دانشگاه هاروارد
گونه طیفی O: داغ ترین ستاره ها به رنگ آبی - سفید و فراوانی کم در خطوط جذبی
دارای خطوط جذبی (گاهی گسیلی) قوی HII
خطوط جذبی HI قوی تر می شود
گونه طیفی B: داغ و سفید - آبی
قوی ترین خطوط جذبی HeI در ستاره های B2 مشاهده می شوند
خطوط جذبی HI (بالمر) بسیار قوی تر می شوند.
گونه طیفی A: سفید
شدت خطوط جذبی بالمر در A0 به بیشینه می رسد و سپس ضعیف می شود
خطوط جذبی CaII قوی تر می شوند.
گونه طیفی F: زرد - سفید
خطوط جذبی فلزی خنثی (FeI , CrI)
گونه طیفی G: زرد
طیف های گونه خورشیدی
خطوط CaII قوی تر از قبل می شوند
خطوط FeI و سایر خطوط فلزی خنثی می شوند
گونه طیفی K: نارنجی و زرد
شدت خطوط CaII H و CaII K در ستاره های گونه K0 بیشینه است و بعد از آن به تدریج ضعیف می شود. طیف این ستاره ها پر از خطوط جذبی فلزی است.
گونه طیفی M: قرمز و زرد
طیف پر از نوار های جذبی مولکولی است، مخصوصا اکسید تیتانیوم (TiO) و اکسید وانادیوم (VO)
خطوط جذبی فلزی خنثی، کماکان قوی می مانند
گونه طیفی L: قرمز تیره، بسیار سرد
بیشترین تابش در حوزه ی فروسرخ است.
نوار های جذبی فلزی مولکول های هیدروکسیدی قوی (FeH , CrH)، آب (H20)، مونوکسید کربن (CO) و فلزات قلیایی (Cs , Rb , K , Na) و TiO و VO در حال ضعیف شدن هستند
گونه طیفی T: سردترین ستاره ها
تابش تنها در طول موج فروسرخ انجام می شود
نوار های متان (CH4) قوی شده و نوار های CO ضعیف تر می شوند
▫️علت افزایش ترکیبات مولکولی در ستاره ها، کاهش دما می باشد که در طبقه بندی بالا نیز مشاهده می شود.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی" و کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
گونه طیفی O: داغ ترین ستاره ها به رنگ آبی - سفید و فراوانی کم در خطوط جذبی
دارای خطوط جذبی (گاهی گسیلی) قوی HII
خطوط جذبی HI قوی تر می شود
گونه طیفی B: داغ و سفید - آبی
قوی ترین خطوط جذبی HeI در ستاره های B2 مشاهده می شوند
خطوط جذبی HI (بالمر) بسیار قوی تر می شوند.
گونه طیفی A: سفید
شدت خطوط جذبی بالمر در A0 به بیشینه می رسد و سپس ضعیف می شود
خطوط جذبی CaII قوی تر می شوند.
گونه طیفی F: زرد - سفید
خطوط جذبی فلزی خنثی (FeI , CrI)
گونه طیفی G: زرد
طیف های گونه خورشیدی
خطوط CaII قوی تر از قبل می شوند
خطوط FeI و سایر خطوط فلزی خنثی می شوند
گونه طیفی K: نارنجی و زرد
شدت خطوط CaII H و CaII K در ستاره های گونه K0 بیشینه است و بعد از آن به تدریج ضعیف می شود. طیف این ستاره ها پر از خطوط جذبی فلزی است.
گونه طیفی M: قرمز و زرد
طیف پر از نوار های جذبی مولکولی است، مخصوصا اکسید تیتانیوم (TiO) و اکسید وانادیوم (VO)
خطوط جذبی فلزی خنثی، کماکان قوی می مانند
گونه طیفی L: قرمز تیره، بسیار سرد
بیشترین تابش در حوزه ی فروسرخ است.
نوار های جذبی فلزی مولکول های هیدروکسیدی قوی (FeH , CrH)، آب (H20)، مونوکسید کربن (CO) و فلزات قلیایی (Cs , Rb , K , Na) و TiO و VO در حال ضعیف شدن هستند
گونه طیفی T: سردترین ستاره ها
تابش تنها در طول موج فروسرخ انجام می شود
نوار های متان (CH4) قوی شده و نوار های CO ضعیف تر می شوند
▫️علت افزایش ترکیبات مولکولی در ستاره ها، کاهش دما می باشد که در طبقه بندی بالا نیز مشاهده می شود.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی" و کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
ابعاد اضافي نامرئي
فيزيكدان ها به دنبال راه حلي بودند كه قوانين فيزيكي جهان را تنها با يك معادله توصيف كنند. اما كوشش هايشان به شكست منتهي مي شد.
علت عدم موفقيت، تصور غيرواقعي آنها از مفهوم "نيرو" بود.
☆ با ظهور هندسه هاي نااقليدسي، تصور جديدي از مفهوم نيرو بر اساس در نظر گرفتن ابعادي اضافه در هندسه جهان شكل گرفت. با در نظر گرفتن اين ابعاد اضافي، فضاي كافي براي اتحاد تمام نيروهاي شناخته شده فيزيكي به وجود آمد.
دانشمندان دريافتن كه ماده موجود در جهان و نيروهايي كه موجب بقاي آن مي شوند و در شكل هاي بي نهايت گوناگون و متغير ظاهر مي شوند؛ چيزي جز ارتعاشات مختلف يك فضا با ابعاد اضافي نيست.
☆ قبل از اين كه ماهيت هر يك از اين نيروها را درك كنيم، بايد بتوانيم معادلاتي را بنويسيم كه اين ميدان ها از آنها پيروي مي كنند.
با اين وجود، معمايي كه فيزيكدانان قرن حاضر را كلافه كرده است، اين است كه چرا معادلات ميدان زير اتمي (مربوط به نيروهاي هسته اي) تا اين اندازه با معادلات اينشتين (مربوط به نيروي گرانش) متفاوت ظاهر مي شوند.
مشكل اين بود كه فيزيكدانان مي خواستند با محدود بودن به سه يا چهار بعد (طول، عرض، ارتفاع و زمان) معادلات ميدان زيراتمي و گرانش را با هم متحد كنند؛ اما فضاي كافي براي اين كار وجود نداشت. ولي با در نظر گرفتن ابعاد اضافي (شش بعد ديگر) و جمعاً 10 بعد، مشاهده كردند ميدان يانگ - ميلز، ماكسول و اينشتين، مانند قطعات مجزاي يك شكل در هم ريخته، جور شده و يكديگر را تكميل كردند.
☆ امتياز ديگرِ در نظر گرفتن فضا با ابعاد اضافي، احتمال آشكار شدن راز پيدايش جهان است. بدين صورت كه قبل از مه بانگ، كيهان ما يك جهان كامل 10 بعدي بوده است. اين دنياي 10 بعدي، به علت ناپايدار بودن، به دو قسمت "شكافته شد" و باعث به وجود آمدن دو جهان شد. يك جهان چهار بعدي (طول، عرض، ارتفاع و زمان) و يك جهان شش بعدي. جهاني كه ما در آن زندگي مي كنيم، در پي اين دگرگوني شديد كيهان متولد شد. جهان چهاربعدي به صورت تورمي شروع به انبساط كرد، در حالي كه جهان شش بعدي دوقلوي آن، شديداً انقباض پيدا كرده و تا حد بي نهايت كوچكي جمع شده است.
هرچند بعضي ها اين راه حل را "فيزيك نمايشي" و "رياضيات تفنني" مي نامند، ولي اين نظريه در حال حاضر تنها نامزد براي "نظريه همه چیز" است.
منبع: ماهنامه دانشمند
@physics3p
فيزيكدان ها به دنبال راه حلي بودند كه قوانين فيزيكي جهان را تنها با يك معادله توصيف كنند. اما كوشش هايشان به شكست منتهي مي شد.
علت عدم موفقيت، تصور غيرواقعي آنها از مفهوم "نيرو" بود.
☆ با ظهور هندسه هاي نااقليدسي، تصور جديدي از مفهوم نيرو بر اساس در نظر گرفتن ابعادي اضافه در هندسه جهان شكل گرفت. با در نظر گرفتن اين ابعاد اضافي، فضاي كافي براي اتحاد تمام نيروهاي شناخته شده فيزيكي به وجود آمد.
دانشمندان دريافتن كه ماده موجود در جهان و نيروهايي كه موجب بقاي آن مي شوند و در شكل هاي بي نهايت گوناگون و متغير ظاهر مي شوند؛ چيزي جز ارتعاشات مختلف يك فضا با ابعاد اضافي نيست.
☆ قبل از اين كه ماهيت هر يك از اين نيروها را درك كنيم، بايد بتوانيم معادلاتي را بنويسيم كه اين ميدان ها از آنها پيروي مي كنند.
با اين وجود، معمايي كه فيزيكدانان قرن حاضر را كلافه كرده است، اين است كه چرا معادلات ميدان زير اتمي (مربوط به نيروهاي هسته اي) تا اين اندازه با معادلات اينشتين (مربوط به نيروي گرانش) متفاوت ظاهر مي شوند.
مشكل اين بود كه فيزيكدانان مي خواستند با محدود بودن به سه يا چهار بعد (طول، عرض، ارتفاع و زمان) معادلات ميدان زيراتمي و گرانش را با هم متحد كنند؛ اما فضاي كافي براي اين كار وجود نداشت. ولي با در نظر گرفتن ابعاد اضافي (شش بعد ديگر) و جمعاً 10 بعد، مشاهده كردند ميدان يانگ - ميلز، ماكسول و اينشتين، مانند قطعات مجزاي يك شكل در هم ريخته، جور شده و يكديگر را تكميل كردند.
☆ امتياز ديگرِ در نظر گرفتن فضا با ابعاد اضافي، احتمال آشكار شدن راز پيدايش جهان است. بدين صورت كه قبل از مه بانگ، كيهان ما يك جهان كامل 10 بعدي بوده است. اين دنياي 10 بعدي، به علت ناپايدار بودن، به دو قسمت "شكافته شد" و باعث به وجود آمدن دو جهان شد. يك جهان چهار بعدي (طول، عرض، ارتفاع و زمان) و يك جهان شش بعدي. جهاني كه ما در آن زندگي مي كنيم، در پي اين دگرگوني شديد كيهان متولد شد. جهان چهاربعدي به صورت تورمي شروع به انبساط كرد، در حالي كه جهان شش بعدي دوقلوي آن، شديداً انقباض پيدا كرده و تا حد بي نهايت كوچكي جمع شده است.
هرچند بعضي ها اين راه حل را "فيزيك نمايشي" و "رياضيات تفنني" مي نامند، ولي اين نظريه در حال حاضر تنها نامزد براي "نظريه همه چیز" است.
منبع: ماهنامه دانشمند
@physics3p
Forwarded from عکس نگار
🔹کوتوله های سفید و نسبیت
کوتوله های سفید موجب فراهم آمدن زمینه ای برای آزمون نظریه نسبیت عام می گردند، زیرا گرانش های سطحی آنها آن قدر قوی است که می تواند در طیف آنها یک قرمزگرایی گرانشی قابل آشکار سازی را به وجود آورد. قرمزگرایی گرانشی هنگامی رخ می دهد که نور از یک میدان گرانشی قوی تر به طرف یک میدان گرانشی ضعیف تر حرکت کند. نور در ضمن انجام این عمل می بایست کار انجام دهد، زیرا یم فوتون دارای جرم معادل (m= E/c^2) است و یک میدان گرانشی می تواند بر آن تاثیر داشته باشد. در چنین وضعیتی یک ذره معمولی انرژی جنبشی از دست می دهد (به دلیل آنکه انرژی پتانسیل گرانشی به دست می آورد) و کند می شود؛ اما، فوتون ها نمی توانند سرعت خود را از دست بدهند و همواره با تندی نور در حرکت اند. از دست دادن انرژی یم فوتون، به جای کند شدن، از طریق کاهشی در بسامد (یا بالا رفتن طول موج) صورت می گیرد، و این عمل همان قرمزگرایی است، زیرا E= hv.
قرمز گرایی گرانشی تولید شده توسط یک ستاره، به نسبت شعاع/جرم آن بستگی دارد. هر چه این نسبت بزرگتر باشد، قرمزگرایی گرانشی نیز بیشتر خواهد بود. برای محاسبه این قرمزگرایی، فوتونی را در نظر بگیرید که از یک جرم خارج شده و به سمت بی نهاریت حرکت می کمد. انرژی کل آن عبارت است از:
TE = PE + KE = ثابت
که در آن PE انرژی پتانسیل گرانشی و KE انرژی جنبشی فوتون می باشد. اما، در ابتدا PE<0 و هنگامی که یک فوتون در بی نهایت است PE=0، بنابراین:
KEf = kei + PEi < KEi
که در آن KEf انرژی جنبشی ثانویه می باشد. حال اگر از گرانش نیوتونی استفاده کنیم، می توانیم تصور کنیم که فوتون انرژی جنبشی از دست می داده و بنابراین بسامدش تغییر می کند (زیرا تندی نور نمی تواند تغییر کند) :
ΔKE = Δ(hv) = -GmM/R
برای یک فوتون داریم:
m = Ei/c^2 = hvi/c^2
به طوری که:
hΔv = -G (hvi/c^2) M/R
و در نهایت به حالت های اول و دوم معادله (در تصویر) خواهیم رسید که Δλ = λf - λi. این روابط به خوبی برای کوتوله های سفید کار می کنند، زیرا میدان های گرانشی آنها نسبتا قوی هستند، GM/Rc^2 << 1. برای میدان های گرانشی قوی، بایستی از نظریه نسبیت عام عوض نظریه های نیوتونی استفاده کنیم که باید از رابطه سوم (در تصویر استفاده کنیم).
▫️در این روابط G ثابت جهانی گرانش، M جرم جسم، R شعاع آن، c تندی نور در خلا، v فرکانس، λ طول موج، اندیس i به معنای اولیه و اندیس f به معنای ثانویه می باشد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
کوتوله های سفید موجب فراهم آمدن زمینه ای برای آزمون نظریه نسبیت عام می گردند، زیرا گرانش های سطحی آنها آن قدر قوی است که می تواند در طیف آنها یک قرمزگرایی گرانشی قابل آشکار سازی را به وجود آورد. قرمزگرایی گرانشی هنگامی رخ می دهد که نور از یک میدان گرانشی قوی تر به طرف یک میدان گرانشی ضعیف تر حرکت کند. نور در ضمن انجام این عمل می بایست کار انجام دهد، زیرا یم فوتون دارای جرم معادل (m= E/c^2) است و یک میدان گرانشی می تواند بر آن تاثیر داشته باشد. در چنین وضعیتی یک ذره معمولی انرژی جنبشی از دست می دهد (به دلیل آنکه انرژی پتانسیل گرانشی به دست می آورد) و کند می شود؛ اما، فوتون ها نمی توانند سرعت خود را از دست بدهند و همواره با تندی نور در حرکت اند. از دست دادن انرژی یم فوتون، به جای کند شدن، از طریق کاهشی در بسامد (یا بالا رفتن طول موج) صورت می گیرد، و این عمل همان قرمزگرایی است، زیرا E= hv.
قرمز گرایی گرانشی تولید شده توسط یک ستاره، به نسبت شعاع/جرم آن بستگی دارد. هر چه این نسبت بزرگتر باشد، قرمزگرایی گرانشی نیز بیشتر خواهد بود. برای محاسبه این قرمزگرایی، فوتونی را در نظر بگیرید که از یک جرم خارج شده و به سمت بی نهاریت حرکت می کمد. انرژی کل آن عبارت است از:
TE = PE + KE = ثابت
که در آن PE انرژی پتانسیل گرانشی و KE انرژی جنبشی فوتون می باشد. اما، در ابتدا PE<0 و هنگامی که یک فوتون در بی نهایت است PE=0، بنابراین:
KEf = kei + PEi < KEi
که در آن KEf انرژی جنبشی ثانویه می باشد. حال اگر از گرانش نیوتونی استفاده کنیم، می توانیم تصور کنیم که فوتون انرژی جنبشی از دست می داده و بنابراین بسامدش تغییر می کند (زیرا تندی نور نمی تواند تغییر کند) :
ΔKE = Δ(hv) = -GmM/R
برای یک فوتون داریم:
m = Ei/c^2 = hvi/c^2
به طوری که:
hΔv = -G (hvi/c^2) M/R
و در نهایت به حالت های اول و دوم معادله (در تصویر) خواهیم رسید که Δλ = λf - λi. این روابط به خوبی برای کوتوله های سفید کار می کنند، زیرا میدان های گرانشی آنها نسبتا قوی هستند، GM/Rc^2 << 1. برای میدان های گرانشی قوی، بایستی از نظریه نسبیت عام عوض نظریه های نیوتونی استفاده کنیم که باید از رابطه سوم (در تصویر استفاده کنیم).
▫️در این روابط G ثابت جهانی گرانش، M جرم جسم، R شعاع آن، c تندی نور در خلا، v فرکانس، λ طول موج، اندیس i به معنای اولیه و اندیس f به معنای ثانویه می باشد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
موج های مادی اجسام ماکروسکوپی
طی آزمایش های مکرر دیدیم که ذره های میکروسکوپی (مانند الکترون‌ها) رفتاری موجی را به نمایش می گذارند. اما در مورد اجسام ماکروسکوپی چطور؟
آیا آنها نیز ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند؟ در پاسخ باید با اطمینان گفت که بله. اگرچه ذره های ماکروسکوپی ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند اما طول موج های متناظر برای آشکارسازی آنها بسیار کوچکند.
اجسام ماکروسکوپی به دلیل جرم زیاد طول موج های بسیار کوچکی دارند. در سطح میکروسکوپی، موج های وابسته به ذره های مادی هم اندازه با اندازهی سیستم هستند و یا از آن تجاوز میکنند بنابراین ذره های میکروسکوپی آشکارا جنبه ی قابل تشخیص موج-ذره را نشان می دهند.
این یک قاعده ی کلی است: هرگاه طول موج دوبروی یک جسم در محدودهی (ویا بزرگ تر از) اندازهی آن جسم باشد آنگاه طبیعت موجی آن جسم قابل آشکارسازی است و از این رو نمی توان از آن صرف نظر کرد.
اما اگر طول موج دوبروی یک جسم بسیار کوچک تر از اندازه ی آن جسم باشد آنگاه رفتار موجی این جسم غیرقابل آشکارسازی خواهد بود.
🆔️@physics3p
طی آزمایش های مکرر دیدیم که ذره های میکروسکوپی (مانند الکترون‌ها) رفتاری موجی را به نمایش می گذارند. اما در مورد اجسام ماکروسکوپی چطور؟
آیا آنها نیز ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند؟ در پاسخ باید با اطمینان گفت که بله. اگرچه ذره های ماکروسکوپی ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند اما طول موج های متناظر برای آشکارسازی آنها بسیار کوچکند.
اجسام ماکروسکوپی به دلیل جرم زیاد طول موج های بسیار کوچکی دارند. در سطح میکروسکوپی، موج های وابسته به ذره های مادی هم اندازه با اندازهی سیستم هستند و یا از آن تجاوز میکنند بنابراین ذره های میکروسکوپی آشکارا جنبه ی قابل تشخیص موج-ذره را نشان می دهند.
این یک قاعده ی کلی است: هرگاه طول موج دوبروی یک جسم در محدودهی (ویا بزرگ تر از) اندازهی آن جسم باشد آنگاه طبیعت موجی آن جسم قابل آشکارسازی است و از این رو نمی توان از آن صرف نظر کرد.
اما اگر طول موج دوبروی یک جسم بسیار کوچک تر از اندازه ی آن جسم باشد آنگاه رفتار موجی این جسم غیرقابل آشکارسازی خواهد بود.
🆔️@physics3p
🟣 فرایند های همجوشی هسته ای (قسمت اول)
🔘 زنجیره پروتون - پروتون (PP)
فرایند های متفاوتی برای تشکیل عناصر سنگین در مرکز ستاره ها در مراحل مختلف زندگی آنها وجود دارد. یکی از اصلی ترین و پرکاربرد ترین آنها زنجیره PP می باشد که در دماهایی پایین تر از 2 × 7^10 ; کلوین فراگیر است.
زنجیره PP شامل دو بخش اصلی (PP I) و فرعی (PP II و PP III)می باشد. زنجیره PP I شامل واکنش های زیر می باشد (اعداد قبل از عناصر معرف عدد جرمی هستند و جلوی هر واکنش انرژی آزاد شده نوشته شده است.):
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
2H + 1H → 3H + y (5.49 Mev)
3He + 3He → 3He + 1H + 1H (12.9 Mev)
▫️در این واکنش ها +e معرف پوزیترون (پاد الکترون)، v معرف نوترینو و y معرف یک فوتون می باشد. جرم پوزیترون برابر با جرم الکترون می باشد اما بار آن مثبت می باشد. نوترینو ها فقط انرژی و اسپین دارند و فاقد جرم (کوچک؟) یا بار هستند، لذا آشکار سازی آنها دشوار است. پایستگی بار در اولین واکنش با گسیل پاد الکترون حفظ می شود. توجه داشته باشید که دو گام اول قبل از این که آخرین گام بتواند اتفاق افتد باید دوباره تکرار شوند و این موضوع شش پروتون برای واکنش آخر، حتی اگر هم دو پروتون مجددا در واکنش گام آخر آزاد شوند درگیر می شوند. واکنش های دیگری هم ممکن است به جای آخرین مرحله این زنجیره رخ بدهد - برای مثال:
3He + 4He → 7Be + y
سپس دو شاخه ممکن از 7Be وجود دارد که هر دو از 4He نتیجه می شوند. هر سه زنجیره به طور همزمان در این ستاره انجام می شوند، اما PP I از همه مهمتر است؛ بر طبق الگو های نظری PP I در 91 درصد از اوقات در خورشید روی می دهد. به طور متوسط نوترینو ها 0.26 مگا الکترون ولت انرژی از هر واکنش حمل می کنند.
واکنش های PPی دیگر غالبا کمتر اتفاق می افتند و بنابراین، سهم کمتری در تابندگی خورشید دارند. زنجیره PP II عبارت است از:
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
1H + 2H → 3He + y (5.49 Mev)
3He + 4He → 7Be + y (1.59 Mev)
7Be + e- → 7Li + v (0.861 Mev)
7Li + 1H → 4He + 4He (17.3 Mev)
همراه با نوترینو هایی که به اندازه 0.86 مگا الکترون ولت انرژی حمل می نمایند.
زنجیره PP III شامل همان سه مرحله اول PP II است و سپس به ترتیب پیش می رود:
1H + 7Be → 8B + y (0.14 Mev)
8B → 8Be + e+ + v
8Be → 4He + 4He (18.1 Mev)
با نوترینو هایی که با انرژی 7.2 مگا الکترون ولت می گریزند.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🔘 زنجیره پروتون - پروتون (PP)
فرایند های متفاوتی برای تشکیل عناصر سنگین در مرکز ستاره ها در مراحل مختلف زندگی آنها وجود دارد. یکی از اصلی ترین و پرکاربرد ترین آنها زنجیره PP می باشد که در دماهایی پایین تر از 2 × 7^10 ; کلوین فراگیر است.
زنجیره PP شامل دو بخش اصلی (PP I) و فرعی (PP II و PP III)می باشد. زنجیره PP I شامل واکنش های زیر می باشد (اعداد قبل از عناصر معرف عدد جرمی هستند و جلوی هر واکنش انرژی آزاد شده نوشته شده است.):
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
2H + 1H → 3H + y (5.49 Mev)
3He + 3He → 3He + 1H + 1H (12.9 Mev)
▫️در این واکنش ها +e معرف پوزیترون (پاد الکترون)، v معرف نوترینو و y معرف یک فوتون می باشد. جرم پوزیترون برابر با جرم الکترون می باشد اما بار آن مثبت می باشد. نوترینو ها فقط انرژی و اسپین دارند و فاقد جرم (کوچک؟) یا بار هستند، لذا آشکار سازی آنها دشوار است. پایستگی بار در اولین واکنش با گسیل پاد الکترون حفظ می شود. توجه داشته باشید که دو گام اول قبل از این که آخرین گام بتواند اتفاق افتد باید دوباره تکرار شوند و این موضوع شش پروتون برای واکنش آخر، حتی اگر هم دو پروتون مجددا در واکنش گام آخر آزاد شوند درگیر می شوند. واکنش های دیگری هم ممکن است به جای آخرین مرحله این زنجیره رخ بدهد - برای مثال:
3He + 4He → 7Be + y
سپس دو شاخه ممکن از 7Be وجود دارد که هر دو از 4He نتیجه می شوند. هر سه زنجیره به طور همزمان در این ستاره انجام می شوند، اما PP I از همه مهمتر است؛ بر طبق الگو های نظری PP I در 91 درصد از اوقات در خورشید روی می دهد. به طور متوسط نوترینو ها 0.26 مگا الکترون ولت انرژی از هر واکنش حمل می کنند.
واکنش های PPی دیگر غالبا کمتر اتفاق می افتند و بنابراین، سهم کمتری در تابندگی خورشید دارند. زنجیره PP II عبارت است از:
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
1H + 2H → 3He + y (5.49 Mev)
3He + 4He → 7Be + y (1.59 Mev)
7Be + e- → 7Li + v (0.861 Mev)
7Li + 1H → 4He + 4He (17.3 Mev)
همراه با نوترینو هایی که به اندازه 0.86 مگا الکترون ولت انرژی حمل می نمایند.
زنجیره PP III شامل همان سه مرحله اول PP II است و سپس به ترتیب پیش می رود:
1H + 7Be → 8B + y (0.14 Mev)
8B → 8Be + e+ + v
8Be → 4He + 4He (18.1 Mev)
با نوترینو هایی که با انرژی 7.2 مگا الکترون ولت می گریزند.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🟣 فرایند های همجوشی هسته ای (قسمت دوم) (قسمت آخر)
🔘 چرخه CNO
فرایند دیگری که اغلب در ستارگان سنگین تر و گرم تر رخ می دهد، چرخه CNO می باشد که در دما های بالاتری نسبت به زنجیره PP رخ می دهد. چرخه CNO در ستارگانی که در رشته اصلی از خورشید پایین تر هستند نقشی کم و قابل اغماضی را بازی می کند، اما در ستارگانی که داغ تر از ستارگان F هستند برتری دارد.
چرخه CNO هم هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، اما نیازمند یک هسته ی کربن به عنوان یک کاتالیزور است:
12C + 1H → 13N + y
13N → 13C + e+ + v
13C + 1H → 14N + y
14N + 1H → 15O + y
15O → 15N + e+ + v
15N + 1H → 12C + 4He
برای تبدیل چهار پروتون به یک ذره آلفا (هسته هلیوم) تنها کافیست که هر گام در هر چرخه فقط یکبار اتفاق افتد. گام های دوم و پنجم به این دلیل روی می دهند که 13N و 15O ایزوتوپ های ناپایدار عناصر متناظرشان با نیمه عمر های حدود چنج دقیقه هستند (نیمه عمر به مدت زمانی گفته می شود که نصف مقدار اولیه یک ایزوتوپ به شکل هسته پایدارترش تجزیه شود.) چرخه با واکنش بین کربن و هیدروژن آغاز می شود، اما با آزاد کردن یک هسته ی کربن مشخص پایان می یابد؛ در این جا 12C مانند یک کاتالیزور عمل می کند. هر چند که دما ممکن است با اندازه ی کافی بالا باشد، با این حال مادامی کع کربن در دسترس نباشد چرخه ی CNO نمی تواند در یک ستاره انجام شود.
▫️دما های بالاتری برای چرخه کربن مورد نیاز است، زیرا سد های کولنی هسته های کربن و ازت از سد های کولنی پروتون ها و هسته های هلیوم بزرگتر هستند. در نتیجه وابستگی دما برای واکنش PP تقریبا متناسب T^4 و برای چرخه ی کربن متناسب با T^20 می باشد.
در دما های خیلی بالا در حدود 8^10 کلوین واکنش های دیگری شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تری می نمایند. 3 ذره آلفا (4He از لحاظ تاریخی یک ذره آلفا نامیده شده است) کربن را به وجود خواهند آورد:
4He +4He ⇔ 8Be + y
8Be + 4He → 12C + y
این واکنش به فرایند سه آلفا معروف است، اولین مرحله ی هلیوم سوزی می باشد. برلیوم واسطه با عدد جرمی 8 چندان پایدار نیست و واکنش برگشتی به سهولت امکان پذیر است. با این حال، تعادل موقعی برقرار می شود که قدری 8Be در گام دوم شرکت نماید. عناصر سبک به غیر از هیدروژن، هلیوم و کربن در اعماق ستارگان نادر هستند، زیرا چنین عناصری (دوتریوم "2H"، لیتیم، برلیوم و بر) به سرعت با پروتون ها در دما هایی در حدود چند میلیون درجه ترکیب می شوند تا یک یا دو هسته هلیوم تشکیل دهند - برای مثال:
7Li + 1H → 4He + 4He
فرایند سه آلفا و دیگر واکنش های هلیوم سوزی در تحول ستارگان نقش اصلی را ایفا می کنند. مراحل سوختن هسته ای پیشرفته که در دما و چگالی بالاتری رخ می دهد، شبکه های واکنش های پیچیده را شامل می شوند. رشته کلی بدین قرار است: سوختن کربن، نئون، اکسیژن و منیزیم. این واکنش ها، با ستارگانی از هیدروژن خالص شروع شده و سرانجام تولید عناصر سنگین تر تا آهن را که بالاترین انرژی پیوند را بازاء هسته وار دارد، امکان پذیر می سازند. بنابراین جوش بیشتر به انرژی ورودی بیشتر نیاز دارد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🔘 چرخه CNO
فرایند دیگری که اغلب در ستارگان سنگین تر و گرم تر رخ می دهد، چرخه CNO می باشد که در دما های بالاتری نسبت به زنجیره PP رخ می دهد. چرخه CNO در ستارگانی که در رشته اصلی از خورشید پایین تر هستند نقشی کم و قابل اغماضی را بازی می کند، اما در ستارگانی که داغ تر از ستارگان F هستند برتری دارد.
چرخه CNO هم هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، اما نیازمند یک هسته ی کربن به عنوان یک کاتالیزور است:
12C + 1H → 13N + y
13N → 13C + e+ + v
13C + 1H → 14N + y
14N + 1H → 15O + y
15O → 15N + e+ + v
15N + 1H → 12C + 4He
برای تبدیل چهار پروتون به یک ذره آلفا (هسته هلیوم) تنها کافیست که هر گام در هر چرخه فقط یکبار اتفاق افتد. گام های دوم و پنجم به این دلیل روی می دهند که 13N و 15O ایزوتوپ های ناپایدار عناصر متناظرشان با نیمه عمر های حدود چنج دقیقه هستند (نیمه عمر به مدت زمانی گفته می شود که نصف مقدار اولیه یک ایزوتوپ به شکل هسته پایدارترش تجزیه شود.) چرخه با واکنش بین کربن و هیدروژن آغاز می شود، اما با آزاد کردن یک هسته ی کربن مشخص پایان می یابد؛ در این جا 12C مانند یک کاتالیزور عمل می کند. هر چند که دما ممکن است با اندازه ی کافی بالا باشد، با این حال مادامی کع کربن در دسترس نباشد چرخه ی CNO نمی تواند در یک ستاره انجام شود.
▫️دما های بالاتری برای چرخه کربن مورد نیاز است، زیرا سد های کولنی هسته های کربن و ازت از سد های کولنی پروتون ها و هسته های هلیوم بزرگتر هستند. در نتیجه وابستگی دما برای واکنش PP تقریبا متناسب T^4 و برای چرخه ی کربن متناسب با T^20 می باشد.
در دما های خیلی بالا در حدود 8^10 کلوین واکنش های دیگری شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تری می نمایند. 3 ذره آلفا (4He از لحاظ تاریخی یک ذره آلفا نامیده شده است) کربن را به وجود خواهند آورد:
4He +4He ⇔ 8Be + y
8Be + 4He → 12C + y
این واکنش به فرایند سه آلفا معروف است، اولین مرحله ی هلیوم سوزی می باشد. برلیوم واسطه با عدد جرمی 8 چندان پایدار نیست و واکنش برگشتی به سهولت امکان پذیر است. با این حال، تعادل موقعی برقرار می شود که قدری 8Be در گام دوم شرکت نماید. عناصر سبک به غیر از هیدروژن، هلیوم و کربن در اعماق ستارگان نادر هستند، زیرا چنین عناصری (دوتریوم "2H"، لیتیم، برلیوم و بر) به سرعت با پروتون ها در دما هایی در حدود چند میلیون درجه ترکیب می شوند تا یک یا دو هسته هلیوم تشکیل دهند - برای مثال:
7Li + 1H → 4He + 4He
فرایند سه آلفا و دیگر واکنش های هلیوم سوزی در تحول ستارگان نقش اصلی را ایفا می کنند. مراحل سوختن هسته ای پیشرفته که در دما و چگالی بالاتری رخ می دهد، شبکه های واکنش های پیچیده را شامل می شوند. رشته کلی بدین قرار است: سوختن کربن، نئون، اکسیژن و منیزیم. این واکنش ها، با ستارگانی از هیدروژن خالص شروع شده و سرانجام تولید عناصر سنگین تر تا آهن را که بالاترین انرژی پیوند را بازاء هسته وار دارد، امکان پذیر می سازند. بنابراین جوش بیشتر به انرژی ورودی بیشتر نیاز دارد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
☆☆ مدل جدید نظریه ریسمان : جهان ما روی یک حباب، سوار است!
☆ محققان دانشگاه اوپسالا (Uppsala University)، مدل جدیدی طبق نظریه ریسمان برای جهان پیشنهاد کرده‌اند که میتواند معمای انرژی تاریک را حل کند. این مقاله جدید که در مجله‌ی Physical Review Letters منتشر شد، مفهوم ساختاری جدیدی را برای جهانی که روی حبابی در حال انبساط در یک بعد اضافی سوار است، پیشنهاد میدهد.
خیلی وقت است چشم امید ما به نظریه ریسمان است تا پاسخ این معما را بدهد. بنابر نظریه ریسمان تمام مواد از موجودات ریسمان‌مانند ریزی که در حال ارتعاشند، تشکیل شده‌اند. از طرفی، این نظریه به ابعاد فضایی بالاتری نیاز دارد.
☆ دانشمندان در این مقاله، مدل جدیدی پیشنهاد کرده‌اند که ضمن دربرداشتن انرژی تاریک، جهان را روی یک حباب در حال انبساط در یک بُعد اضافی درنظر می‌گیرد. کل جهان، بر لبه‌ی این حبابِ در حال انبساط جای داده می‌شود. تمام مواد موجود در جهان متناظر با انتهای رشته‌هایی هستند که درون این بُعد اضافی گسترش می‌یابند. محققان نشان می‌دهند که حباب‌های در حال انبساط از این نوع می‌توانند در چارچوب نظریه ریسمان به وجود آیند. امکان دارد حباب‌های بیشتری نسبت به حباب‌های ما وجود داشته باشند که متناظر با جهان‌های دیگر هستند.در حالیکه راه را برای آزمایش نظریه ریسمان نیز هموار میکند.
☆☆ آیا فضا مملو از کف کوانتومی است؟
☆ به باور فیزیکدانان کوانتومی، ذرات مجازی بعنوان نوسانات گذرا در تار و پود فضا-زمان وجود دارند؛ مثل حباب های درون کف صابون. «اریک پرلمن» استاد فیزیک و علوم فضایی در مؤسسه فناوری فلوریدا گفت: «حباب های درون کف کوانتومی میلیاردها برابر کوچکتر از هسته اتم بوده و برای کسر بسیار کوچکی از ثانیه دوام می آورند.»
به باور دانشمندان «اگر کف کوانتومی واقعیت دارند، ذرات باید در همه جای فضا حضور داشته باشند. علاوه بر این، چون ذرات از ماهیت موج برخوردارند، امواج نیز باید در همه جا باشند.
☆ اینکه با قاطعیت بگوئیم کف کوانتومی وجود دارد یا ندارد، میتواند در درک ماهیت درست واقعیت بسیار مفید باشد. اما آزمایشات اخیر چیز دیگری می گویند. یکی از راه های محتمل برای بررسی وجود کف کوانتومی، اندازه گیری مدت زمان حرکت فوتون های حاصل از انفجارهای ستاره ای در فواصل طولانی است. اگر فضا-زمان مسطح و ملال آور است، دو فوتون آزاد شده از منبع یکسان باید در زمان یکسانی یک فاصله مشخصی را طی کنند. اما در صورتی که فضا-زمان کفدار باشد، سرعت فوتون با نوسانات و اختلالات اندک کاهش می یابد.
منبع: دیپ لوک | سایت علمی بیگ بنگ
🆔@physics3p
☆ محققان دانشگاه اوپسالا (Uppsala University)، مدل جدیدی طبق نظریه ریسمان برای جهان پیشنهاد کرده‌اند که میتواند معمای انرژی تاریک را حل کند. این مقاله جدید که در مجله‌ی Physical Review Letters منتشر شد، مفهوم ساختاری جدیدی را برای جهانی که روی حبابی در حال انبساط در یک بعد اضافی سوار است، پیشنهاد میدهد.
خیلی وقت است چشم امید ما به نظریه ریسمان است تا پاسخ این معما را بدهد. بنابر نظریه ریسمان تمام مواد از موجودات ریسمان‌مانند ریزی که در حال ارتعاشند، تشکیل شده‌اند. از طرفی، این نظریه به ابعاد فضایی بالاتری نیاز دارد.
☆ دانشمندان در این مقاله، مدل جدیدی پیشنهاد کرده‌اند که ضمن دربرداشتن انرژی تاریک، جهان را روی یک حباب در حال انبساط در یک بُعد اضافی درنظر می‌گیرد. کل جهان، بر لبه‌ی این حبابِ در حال انبساط جای داده می‌شود. تمام مواد موجود در جهان متناظر با انتهای رشته‌هایی هستند که درون این بُعد اضافی گسترش می‌یابند. محققان نشان می‌دهند که حباب‌های در حال انبساط از این نوع می‌توانند در چارچوب نظریه ریسمان به وجود آیند. امکان دارد حباب‌های بیشتری نسبت به حباب‌های ما وجود داشته باشند که متناظر با جهان‌های دیگر هستند.در حالیکه راه را برای آزمایش نظریه ریسمان نیز هموار میکند.
☆☆ آیا فضا مملو از کف کوانتومی است؟
☆ به باور فیزیکدانان کوانتومی، ذرات مجازی بعنوان نوسانات گذرا در تار و پود فضا-زمان وجود دارند؛ مثل حباب های درون کف صابون. «اریک پرلمن» استاد فیزیک و علوم فضایی در مؤسسه فناوری فلوریدا گفت: «حباب های درون کف کوانتومی میلیاردها برابر کوچکتر از هسته اتم بوده و برای کسر بسیار کوچکی از ثانیه دوام می آورند.»
به باور دانشمندان «اگر کف کوانتومی واقعیت دارند، ذرات باید در همه جای فضا حضور داشته باشند. علاوه بر این، چون ذرات از ماهیت موج برخوردارند، امواج نیز باید در همه جا باشند.
☆ اینکه با قاطعیت بگوئیم کف کوانتومی وجود دارد یا ندارد، میتواند در درک ماهیت درست واقعیت بسیار مفید باشد. اما آزمایشات اخیر چیز دیگری می گویند. یکی از راه های محتمل برای بررسی وجود کف کوانتومی، اندازه گیری مدت زمان حرکت فوتون های حاصل از انفجارهای ستاره ای در فواصل طولانی است. اگر فضا-زمان مسطح و ملال آور است، دو فوتون آزاد شده از منبع یکسان باید در زمان یکسانی یک فاصله مشخصی را طی کنند. اما در صورتی که فضا-زمان کفدار باشد، سرعت فوتون با نوسانات و اختلالات اندک کاهش می یابد.
منبع: دیپ لوک | سایت علمی بیگ بنگ
🆔@physics3p
🌌 اختروش ها (قسمت اول)
در اواخر دهه ی 1950 میلادی، ستاره شناسان رادیویی فهرست های انباشته از منابع رادیویی را که با هیچ شئ مرئی آشنایی مشخص نمی شدند، گردآوری کردند. توماس ماتیوس و آلن ساندیچ در 1960 میلادی که در جستجوی منابع نوری و رادیویی بودند، یک شئی ستاره مانند ضعیف قدر 16 (از این رو شئی شبه ستاره ای یا اختروش نامیده شدند) را در موقعیت شئی رادیویی 3C48 کشف کردند. (3C به معنای سومین فهرست کمبریج است) این شئی دارای طیفی از خطوط نشری پهن بود که امکان شناسایی آن نبود و آن نور فرابنفش بیشتری از یک ستاره ی معمولی رشته اصلی نشر می کرد.
این شئی تا سال 1963 میلادی یک شئی بی نظیر باقی ماند تا این که منبع رادیویی قوی 3C 273 با یک شئی ستاره مانند قدر 13 شناسایی شد. خطوط نشری 3C 273 به همان اندازه ی خطوط نشری 3C 48 معماگونه بودند: آن ها با هیچ یک از خطوط اتمی شناخته شده منطبق نبودند.
اولین جسم شبه ستاره ای که قرمزگرایی طیفی آن شناسایی شد، منبع رادیویی 3C 273 بود. خطوط نشری در طیف 3C 273 یک نظم آشنا را که حاکی از خطوط بالمر هیدروژن است، نشان می دهند، اما به نظر می رسند که به مقدار زیادی به طرف قرمز خطوط بالمر معمولی جابجا شده اند. مارتین اشمیت، آنها را به عنوان رشته های بالمری شناسایی کرد و یک قرمزگرایی z=0.158 را محاسبه نمود. با پذیرش مفهوم مقادیر بزرگ z، سایر خطوط ممکن است شناسایی شوند. جنبه ی برجسته ی این خطوط واقعیتی است که همگی آنها دارای انتقال زیادی به طرف قرمز هستند، به طوری که قرمز گرایی مربوط به این مقادیر z از 0.06 تا بیشتر از 4 است. برای مثال، در بسیاری از موارد خط لیمن که معمولا 121.6nm است، به طرف قسمت مرئی طیف انتقال می یابد.
▫️مشخصه اصلی اختروش ها، قرمزگرایی بسیار بزرگ آنها است. طبیعی ترین توضیح این قرمزگرایی ها یک توصیف کیهان شناختی است: اختروش ها در انبساط جهان شرکت دارند. اگر چنین باشد، قرمزگرایی های بزرگ آنها حاکی از آن است که آنها بسیار دور از ما هستند و باید مقدار انرژی زیادی مصرف کنند. برای مثال، اگر به علت انبساط جهان قرمزگرایی 3C 273 برابر 0.16 باشد، به یک فاصله ی 480Mpc دست می یابیم (از طریق قانون هابل و سرعت انبساط). در این فاصله، برای ظاهر شدن در قدر ظاهری 13، 3C 273 باید تقریبا 40^10 وات یا در حدود 40 برابر درخشان ترین کهکشان ها نشر کند. یک اختروش نمونه در حدود 1000 برابر یک کهکشان مارپیچی معمولی توان تولید می کند، بیشتر آن را در فروسرخ گسیل می دارد.
❓ بنابراین، یکی از سوال های اساسی در مورد اختروش ها این است که چطور می توانند که این مقدار انرژی بالا را تنها در طی چند سال تولید و نشر کنند!
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
در اواخر دهه ی 1950 میلادی، ستاره شناسان رادیویی فهرست های انباشته از منابع رادیویی را که با هیچ شئ مرئی آشنایی مشخص نمی شدند، گردآوری کردند. توماس ماتیوس و آلن ساندیچ در 1960 میلادی که در جستجوی منابع نوری و رادیویی بودند، یک شئی ستاره مانند ضعیف قدر 16 (از این رو شئی شبه ستاره ای یا اختروش نامیده شدند) را در موقعیت شئی رادیویی 3C48 کشف کردند. (3C به معنای سومین فهرست کمبریج است) این شئی دارای طیفی از خطوط نشری پهن بود که امکان شناسایی آن نبود و آن نور فرابنفش بیشتری از یک ستاره ی معمولی رشته اصلی نشر می کرد.
این شئی تا سال 1963 میلادی یک شئی بی نظیر باقی ماند تا این که منبع رادیویی قوی 3C 273 با یک شئی ستاره مانند قدر 13 شناسایی شد. خطوط نشری 3C 273 به همان اندازه ی خطوط نشری 3C 48 معماگونه بودند: آن ها با هیچ یک از خطوط اتمی شناخته شده منطبق نبودند.
اولین جسم شبه ستاره ای که قرمزگرایی طیفی آن شناسایی شد، منبع رادیویی 3C 273 بود. خطوط نشری در طیف 3C 273 یک نظم آشنا را که حاکی از خطوط بالمر هیدروژن است، نشان می دهند، اما به نظر می رسند که به مقدار زیادی به طرف قرمز خطوط بالمر معمولی جابجا شده اند. مارتین اشمیت، آنها را به عنوان رشته های بالمری شناسایی کرد و یک قرمزگرایی z=0.158 را محاسبه نمود. با پذیرش مفهوم مقادیر بزرگ z، سایر خطوط ممکن است شناسایی شوند. جنبه ی برجسته ی این خطوط واقعیتی است که همگی آنها دارای انتقال زیادی به طرف قرمز هستند، به طوری که قرمز گرایی مربوط به این مقادیر z از 0.06 تا بیشتر از 4 است. برای مثال، در بسیاری از موارد خط لیمن که معمولا 121.6nm است، به طرف قسمت مرئی طیف انتقال می یابد.
▫️مشخصه اصلی اختروش ها، قرمزگرایی بسیار بزرگ آنها است. طبیعی ترین توضیح این قرمزگرایی ها یک توصیف کیهان شناختی است: اختروش ها در انبساط جهان شرکت دارند. اگر چنین باشد، قرمزگرایی های بزرگ آنها حاکی از آن است که آنها بسیار دور از ما هستند و باید مقدار انرژی زیادی مصرف کنند. برای مثال، اگر به علت انبساط جهان قرمزگرایی 3C 273 برابر 0.16 باشد، به یک فاصله ی 480Mpc دست می یابیم (از طریق قانون هابل و سرعت انبساط). در این فاصله، برای ظاهر شدن در قدر ظاهری 13، 3C 273 باید تقریبا 40^10 وات یا در حدود 40 برابر درخشان ترین کهکشان ها نشر کند. یک اختروش نمونه در حدود 1000 برابر یک کهکشان مارپیچی معمولی توان تولید می کند، بیشتر آن را در فروسرخ گسیل می دارد.
❓ بنابراین، یکی از سوال های اساسی در مورد اختروش ها این است که چطور می توانند که این مقدار انرژی بالا را تنها در طی چند سال تولید و نشر کنند!
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🌌 اختروش ها (قسمت دوم)
🔸 منابع انرژی اختروش ها
تقریبا تمام طیف پیوسته ی اختروشی از نشر همزمانی ناشی می شود: الکترون ها با تندی بالا در یک میدان مغناطیسی می چرخند، همان طوری که این الکترون ها تابش الکترومغناطیسی نشر می کنند، انرژی از دست داده و کند می شوند. تابش را با انرژی کمتر و کمتر گسیل می دارند. این کاهش سرعت الکترون های سریع حاکی از آن است که تهیه الکترون هایی با انرژی بالا بایستی حداقل در حدود هر سال یا مانند آن دوباره انجام شود. منبع مرکزی انرژی یک اختروش باید سالانه ابر هایی با الکترون های انرژی بالا که مشتمل بر حداقل 43^10 ژول هستند، به بیرون پرتاب کنند. بقیه ی اختروش مانند یک ماشین تبدیل کننده عمل می کند، یعنی انرژی الکترون ها را دریافت و به اشکال دیگر تبدیل می کند. چه منبع انرژی ای در قلب اختروش نهفته است؟
پیشرفته ترین الگوی اختروش تا به امروز، سیاه چاله های بسیار سنگین را در بر دارد، اجرامی با جرم حدود 7^10 تا 9^10 برابر جرم خورشیدی. این الگو از منابع پرتو های X دوتایی ناشی می شود که در آن مواد حاصل از یک ستاره معمولی به صورت قرصی برافزایشی اطراف یک سیاه چاله قبل از اینکه به داخل آن سقوط کنند، شکل می گیرند. در الگوی اختروش، به یک سیاه چاله بسیار سنگین در یک هسته ی کهکشانی متراکم توسط شکست جزر و مدی مدی ستارگان عبوری سوخت داده می شود. مواد ستاره ای، یک قرص برافزایشی را تشکیل می دهند و همانطوری که به طور مارپیچ به طرف داخل سیاه چاله پیش می روند تابش کرده و به اختروش انرژی می دهند. بیرون راندن های گاز یونیده ممکن است عمود بر جهت محور چرخش قرص صورت می گیرند؛ اینها ممکن است به صورت جت هایی از هسته قابل رویت باشند.
محاسبات الگویی نشان می دهند که تابندگی های 12^10 برابر تابندگی خورشید، در حدود اختروش های درخشان، با فروریزش مواد به مقدار یک واحد جرم خورشیدی یا کمتر در عرض یکسال ممکن می باشد. یک جنبه از این الگو که عملی است آن است که سیاه چاله بسیار سنگین به آسانی می تواند تابندگی هم سطح یک اختروش در ناحیه ای از فضا را که فقط چند سال نوری قطر دارد تولید کند (شعاع شوارتزشیلد (فاصله ای در یک سیاه چاله بدون تکانه که در فاصله های کمتر از آن نور توانایی فرار از گرانش سیاه چاله را ندارد.) از یک سیاه چاله به جرم 8^10 جرم خورشید فقط 8^10×3 کیلومتر یا حدود 2 واحد نجومی است)، و تبدیل انرژی را (از گرانشی به تابشی) با کارایی بالا انجام می دهد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🔸 منابع انرژی اختروش ها
تقریبا تمام طیف پیوسته ی اختروشی از نشر همزمانی ناشی می شود: الکترون ها با تندی بالا در یک میدان مغناطیسی می چرخند، همان طوری که این الکترون ها تابش الکترومغناطیسی نشر می کنند، انرژی از دست داده و کند می شوند. تابش را با انرژی کمتر و کمتر گسیل می دارند. این کاهش سرعت الکترون های سریع حاکی از آن است که تهیه الکترون هایی با انرژی بالا بایستی حداقل در حدود هر سال یا مانند آن دوباره انجام شود. منبع مرکزی انرژی یک اختروش باید سالانه ابر هایی با الکترون های انرژی بالا که مشتمل بر حداقل 43^10 ژول هستند، به بیرون پرتاب کنند. بقیه ی اختروش مانند یک ماشین تبدیل کننده عمل می کند، یعنی انرژی الکترون ها را دریافت و به اشکال دیگر تبدیل می کند. چه منبع انرژی ای در قلب اختروش نهفته است؟
پیشرفته ترین الگوی اختروش تا به امروز، سیاه چاله های بسیار سنگین را در بر دارد، اجرامی با جرم حدود 7^10 تا 9^10 برابر جرم خورشیدی. این الگو از منابع پرتو های X دوتایی ناشی می شود که در آن مواد حاصل از یک ستاره معمولی به صورت قرصی برافزایشی اطراف یک سیاه چاله قبل از اینکه به داخل آن سقوط کنند، شکل می گیرند. در الگوی اختروش، به یک سیاه چاله بسیار سنگین در یک هسته ی کهکشانی متراکم توسط شکست جزر و مدی مدی ستارگان عبوری سوخت داده می شود. مواد ستاره ای، یک قرص برافزایشی را تشکیل می دهند و همانطوری که به طور مارپیچ به طرف داخل سیاه چاله پیش می روند تابش کرده و به اختروش انرژی می دهند. بیرون راندن های گاز یونیده ممکن است عمود بر جهت محور چرخش قرص صورت می گیرند؛ اینها ممکن است به صورت جت هایی از هسته قابل رویت باشند.
محاسبات الگویی نشان می دهند که تابندگی های 12^10 برابر تابندگی خورشید، در حدود اختروش های درخشان، با فروریزش مواد به مقدار یک واحد جرم خورشیدی یا کمتر در عرض یکسال ممکن می باشد. یک جنبه از این الگو که عملی است آن است که سیاه چاله بسیار سنگین به آسانی می تواند تابندگی هم سطح یک اختروش در ناحیه ای از فضا را که فقط چند سال نوری قطر دارد تولید کند (شعاع شوارتزشیلد (فاصله ای در یک سیاه چاله بدون تکانه که در فاصله های کمتر از آن نور توانایی فرار از گرانش سیاه چاله را ندارد.) از یک سیاه چاله به جرم 8^10 جرم خورشید فقط 8^10×3 کیلومتر یا حدود 2 واحد نجومی است)، و تبدیل انرژی را (از گرانشی به تابشی) با کارایی بالا انجام می دهد.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
آزمایش تامسون
در آزمایش تامسون الکترون ها از طریق یک فیلم نازک چندبلوری پراشیده، و فریزهای پراش نیز مشاهده شدند. این نتیجه تأییدی دوباره بر رفتار موجی الکترون ها است.
آزمایش دیویسون-ژرمر الهام بخش دیگران برای به دست آوردن طرح های پراش با طیف وسیعی از ذره ها بود و طرح های تداخلی با ذره های بزرگ و بزرگتر مانند نوترونها، پروتونها، اتم های هلیوم و مولکول های هیدروژن به دست آمدند.
به تازگی تداخل موج دوبروی مولکول کربن 60 ( C60) به وسیله ی پراش از یک توری جذبی مشاهده شده است. این مشاهدات دیدگاهی که هر مولکول C60 تنها با خودش تداخل میکند را تأیید کرد (مولکول C۶۰ تقریبا یک جسم کلاسیکی است).
🆔️@physics3p
در آزمایش تامسون الکترون ها از طریق یک فیلم نازک چندبلوری پراشیده، و فریزهای پراش نیز مشاهده شدند. این نتیجه تأییدی دوباره بر رفتار موجی الکترون ها است.
آزمایش دیویسون-ژرمر الهام بخش دیگران برای به دست آوردن طرح های پراش با طیف وسیعی از ذره ها بود و طرح های تداخلی با ذره های بزرگ و بزرگتر مانند نوترونها، پروتونها، اتم های هلیوم و مولکول های هیدروژن به دست آمدند.
به تازگی تداخل موج دوبروی مولکول کربن 60 ( C60) به وسیله ی پراش از یک توری جذبی مشاهده شده است. این مشاهدات دیدگاهی که هر مولکول C60 تنها با خودش تداخل میکند را تأیید کرد (مولکول C۶۰ تقریبا یک جسم کلاسیکی است).
🆔️@physics3p
🌌 اختروش ها (قسمت سوم) (قسمت آخر)
♦️طیف های خط جذبی
اگر چه خطوط نشری اختروش ها در ابتدا وجود آنها را اطلاع دادند و شاید خصوصیت بسیار برجسته آنها را حفظ نمودند. اکثر، یا شاید تمام اختروش ها با انتقال به قرمز های بزرگ 2.2 نیز خطوط جذبی قوی در طیف هایشان را دارا می باشند. انتقالات خط جذبی همیشه تقریبا کمتر یا برابر انتقال خط نشری می باشد.
برای آشکار سازی خطوط جذبی، بایستی به مجموعه بسیار خاصی از شرایط دست پیدا کرد. ابتدا، بایستی یک منبع نشر پیوستار وجود داشته باشد. ثانیا، بین منبع پیوستار و ناظر بایستی محیطی که قادر به جذب بعضی از فوتون های پیوستار است، وجود داشته باشد. خطوط جذبی اطلاعات بیشتری راجع به محیط جذب کننده منبع ارائه می هد. به علت اینکه احتمالا اختروش ها در فواصل دور قرار دارند، موضع فضایی محیط جذب کننده ممکن است در جائی کاملا نزدیک به اختروش تا در عمق فضای بین کهکشانی باشد.
آر.جی.ویمن (R.J. Weymann) یک سیستم رده بندی برای سیستم های خط جذبی در اختروش ها پیشنهاد کرده است. رده ها به صورت زیر توصیف می شوند:
نوع A: اختروش های خظ جذبی پهن (BAL). در این طیف ها فرورفتگی های بسیار پهن جذبی را می بینیم. سرعت های پرتابی استنباط شده تا حدود 0.1c می رسد.
نوع B: سیستم های خط تیز سرعت کم. در این طیف ها اختلاف های سرعت بین نواحی جذب کننده و نشر کننده تا 3000km/s می رسد. خطوط C IV (کربن دو بار یونیده) معمولی ترین خطوط دیده شده می باشند.
نوعC: خطوط فلزی تیز. سیستم های نوع C به طور فیزیکی با اختروش ها مربوط نیستند.
نوعD: جنگل لیمن آلفا. این سیستم ها خطوط تیز لیمن آلفا را نشان می دهند و به طور فیزیکی به اختروش ها مربوط نیستند. اغلب سیستم های زیادی با انتقال به قرمز های متفاوت می توانند دیده شوند.
❓چگونه رده های خط جذبی را تعبیر کنیم؟ ظاهرا الگو ها برای سیستم های BAL بایستی گاز جذب کننده را در مجاورت اختروش ها قرار دهد. یک الگو پیشنهاد ابر های بین ستاره ای موجود از قبل را در داخل هسته اختروش و در ابعاد 1kpc دارد، که در کهکشان های مارپیچی نیم رخ فرو رفته است. بادی با سرعت بالا، چگالی کم ابر ها را شتابدار می کند. بنابراین اتم هایی وجود دارند که در بازه پیوسته ای از سرعت به بیرون جاری بوده و قادرند فوتون ها را در بازه وسیعی از طول موج ها جذب نمایند.
▫️انواع B و C هر دو خطوط باریک فلزی نمایان می کنند. به علت اینکه عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیوم فقط در ستارگان به وجود می آیند، این خطوط بایستی از مواد سرچشمه گرفته از کهکشان ها نتیجه شده باشند. احتمالا سیستم های با کمترین اختلاف سرعت از ابر های درون کهکشان مادر یا از کهکشان های واقع در همان خوشه منشا می گیرند.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
♦️طیف های خط جذبی
اگر چه خطوط نشری اختروش ها در ابتدا وجود آنها را اطلاع دادند و شاید خصوصیت بسیار برجسته آنها را حفظ نمودند. اکثر، یا شاید تمام اختروش ها با انتقال به قرمز های بزرگ 2.2 نیز خطوط جذبی قوی در طیف هایشان را دارا می باشند. انتقالات خط جذبی همیشه تقریبا کمتر یا برابر انتقال خط نشری می باشد.
برای آشکار سازی خطوط جذبی، بایستی به مجموعه بسیار خاصی از شرایط دست پیدا کرد. ابتدا، بایستی یک منبع نشر پیوستار وجود داشته باشد. ثانیا، بین منبع پیوستار و ناظر بایستی محیطی که قادر به جذب بعضی از فوتون های پیوستار است، وجود داشته باشد. خطوط جذبی اطلاعات بیشتری راجع به محیط جذب کننده منبع ارائه می هد. به علت اینکه احتمالا اختروش ها در فواصل دور قرار دارند، موضع فضایی محیط جذب کننده ممکن است در جائی کاملا نزدیک به اختروش تا در عمق فضای بین کهکشانی باشد.
آر.جی.ویمن (R.J. Weymann) یک سیستم رده بندی برای سیستم های خط جذبی در اختروش ها پیشنهاد کرده است. رده ها به صورت زیر توصیف می شوند:
نوع A: اختروش های خظ جذبی پهن (BAL). در این طیف ها فرورفتگی های بسیار پهن جذبی را می بینیم. سرعت های پرتابی استنباط شده تا حدود 0.1c می رسد.
نوع B: سیستم های خط تیز سرعت کم. در این طیف ها اختلاف های سرعت بین نواحی جذب کننده و نشر کننده تا 3000km/s می رسد. خطوط C IV (کربن دو بار یونیده) معمولی ترین خطوط دیده شده می باشند.
نوعC: خطوط فلزی تیز. سیستم های نوع C به طور فیزیکی با اختروش ها مربوط نیستند.
نوعD: جنگل لیمن آلفا. این سیستم ها خطوط تیز لیمن آلفا را نشان می دهند و به طور فیزیکی به اختروش ها مربوط نیستند. اغلب سیستم های زیادی با انتقال به قرمز های متفاوت می توانند دیده شوند.
❓چگونه رده های خط جذبی را تعبیر کنیم؟ ظاهرا الگو ها برای سیستم های BAL بایستی گاز جذب کننده را در مجاورت اختروش ها قرار دهد. یک الگو پیشنهاد ابر های بین ستاره ای موجود از قبل را در داخل هسته اختروش و در ابعاد 1kpc دارد، که در کهکشان های مارپیچی نیم رخ فرو رفته است. بادی با سرعت بالا، چگالی کم ابر ها را شتابدار می کند. بنابراین اتم هایی وجود دارند که در بازه پیوسته ای از سرعت به بیرون جاری بوده و قادرند فوتون ها را در بازه وسیعی از طول موج ها جذب نمایند.
▫️انواع B و C هر دو خطوط باریک فلزی نمایان می کنند. به علت اینکه عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیوم فقط در ستارگان به وجود می آیند، این خطوط بایستی از مواد سرچشمه گرفته از کهکشان ها نتیجه شده باشند. احتمالا سیستم های با کمترین اختلاف سرعت از ابر های درون کهکشان مادر یا از کهکشان های واقع در همان خوشه منشا می گیرند.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
HTML Embed Code: