بحران عمیقی که فیزیکدانان را مجبور به بازنگری قوانین بنیادی طبیعت می‌کند (قسمت سوم)

در قسمت قبل ایده قدیمی تقلیل گرایی را بررسی کردیم و دیدیم که چگونه گرانش کوانتومی مانع از پایبندی طبیعت به این ایده می‌شود و در نتیجه ممکن است پاسخ به پرسش‌ها و راه‌حل بحران‌های موجود را بتوان در ادغام مقیاس‌ها به وسیله یک نظریه گرانش کوانتومی پیدا کرد.

☆ چگونه ادغام بزرگ‌مقیاس و ریزمقیاس می‌تواند طبیعی‌بودن را نجات دهد؟

دراپر و همکارانش روی حد CKN کار می‌کنند. محققان مذکور بر روی این سوال کار می‌کردند که اگر تعدادی ذره را درون یک جعبه قرار داده و آن را گرم کنیم، حداکثر تا چه میزان می‌توانیم انرژی ذرات را افزایش دهیم، پیش از این که جعبه تبدیل به یک سیاهچاله شود. محاسبات آن‌ها نشان داد که تعداد حالات پرانرژی که ذرات می‌توانند درون یک جعبه داشته باشند، پیش از آن که جعبه تبدیل به سیاهچاله شود، با سطح جعبه به توان سه چهارم متناسب است (به عبارتی هر جعبه تا پیش از سیاهچاله شدن فقط می‌تواند تعداد مشخصی ذره با انرژی بالا داشته باشد). نکته اینجاست که در این رابطه، سطح جعبه مهم است و نه حجم آن.

سپس آن‌ها فهمیدند که اگر همین حد (حد CKN) را بر روی کیهان اعمال کنند، بحران ثابت کیهانشناسی حل می‌شود. بر این اساس جهان قابل مشاهده مانند یک جعبه بزرگ است.

☆ دیگر محققان پاسخ به این پرسش را در یک نظریه خاص در حوزه گرانش کوانتومی دنبال می‌کنند: نظریه ریسمان. نظریه پردازان این حوزه استیون آبل (Steven Abel) و کیث دینس (Keith Dienes) نشان دادند که چگونه ادغام بزرگ‌مقیاس و ریزمقیاس در نظریه ریسمان می‌تواند به بحران‌های سلسله‌مراتبی و ثابت کیهانشناسی اشاره کند.

منبع: دیپ لوک



🆔@physics3p

پلاسمای کوارک - گلوئون

در مواد معمولی، کوارک ها درون هادرون‌ها محبوس می باشند مثلا، یک هسته ی اتمی را می توان به شکل حالت مقیدی از پروتون‌ ها و نوترون ها در نظر گرفت. با این حال، با افزایش چگالی انرژی، یک گذار فازی به حالتی رخ می دهد، که در آن ها هادرون های منفرد هویت‌شان را از دست داده، و کوارک ها و گلوئون‌ها برای حرکت در حجمی که در مقایسه با یک هادرون بزرگ است، آزاد می شوند.

محاسبات نظریهی پیمانه ای تقریب شبکه پیشنهاد می کند، این امر می تواند در یک چگالی انرژی از مرتبه 1GeV fm‐³ رخ دهد، یعنی حدود ۶ برابر چگالی انرژی در مرکز یک هسته ی سنگین، و حالت جدید حاصل شده از ماده یک پلاسمای کوارک - گلوئون نامیده می شود.

باور بر این است که، یک پلاسمای کوارک - گلوئون چند میکروثانیه بعد از انفجار بزرگ وجود داشته و امروزه نیز ممکن است در مرکز ستاره های نوترونی وجود داشته باشد.

یک پلاسمای کوارک - گلوئون، ممکن است در برخورد بین یون های سنگین، به شرط آن کهانرژی برخورد به حد کافی بزرگ باشد، ایجاد شود. گام‌های شکل گیری یک چنین پلاسمایی و به دنبال آن انبساط و سرد شدن هادرون های زیاد حاصل، به طور طرح وار نشان داده شده است.

برخوردهای انرژی - بالا، بین یون های سنگین، همراه با برخورد دهنده ی یون سنگین نسبیتی (RHIC) در آزمایشگاه ملی Brookhaven در CERN مورد مطالعه قرار گرفته اند. RHIC نوعی، دو باریک دوار - پر بندی از یون های طلای کاملا خالص را در یک انرژی بیشینه یGeV 200 بر هسته، با یکدیگر برخورد می دهد. یون ها به طور هم مرکز با هم برخورد داده می شوند (یعنی رودررو) و چندین هزار ذره در حالت نهایی تولید می شوند. مثالی از این رویداد در آشکارساز STAR دیده شده است.

سؤال کلیدی این است که آیا چگالی - انرژی در برخوردها، به منظور تولید یک پلاسمای کوارک ۔ گلوئون و به دنبال آن برای خنک کردن فازها، کافی است یا خیر؟ رهنمودهای زیادی برای پاسخ به این سؤال وجود دارد، که شامل فراوانی نسبی انواع ذرات حالت نهایی مختلف می باشد.

مثلا تعداد زیاد گلوئون ها در پلاسما به تکثير زوج های ^_ss ، از طریق هم جوشی گلوئونی ss_^ <--- gg ، و در نتیجه تولید ذرات شگفت در افزونی آن چه که از برخوردهای نوکلئون - نوکلئون در انرژی های بسیار بالا مورد انتظار است، منتهی می شود.

به عبارت دیگر تولید J/ψ سرکوب می شود، چرا که کوارک های C و ^_C تولید شده (هم چنین از هم جوشی گلوئون) توسط کوارک های زیادی از طعم های دیگر، تفکیک شده، و در عوض به توليد مزون های افسون، یعنی مزون های D، منتهی می شوند.

در عمل این استدلال ها به این که چه مدت کوارک ها در ناحیه مرکزی پلاسما باقی می مانند، بستگی داشته و این امر به بستگی‌های زاویه ای که مبانی آزمون های کامل تری را فراهم می کند، منتهی خواهد شد.

همه اندازه گیری های کنونی، با چگالی انرژی پیش بینی شده ای که در آن هادرونها شکل می گیرند، سازگار است حال آنکه چگالی گلوله آتشین اولیه، به طور قابل توجهی بالاتر است.

آزمایش های آتی در RHIC و LHC نقش تعیین کننده ای در درک ماهیت اصلی رهایش خواهند داشت. سؤال های پیش رو عبارتند از:

ماهیت ماده در بالاترین چگالی ها (آزمایش هایی در RHIC پیشنهاد می کنند که پلاسما بیشتر همانند یک مایع رفتار کند تا گاز)
چیست؟ ، تحت چه شرایطی یک پلاسمای کوارک - گلوئون ساخته می شود؟ و چه قوانینی تحول و گذار از این نوع ماده را مدیریت می کنند؟

منبع : کتاب فیزیک هسته‌ای و ذرات بنیادی

🆔️@physics3p

‍ بوزون هیگز

"بوزون هیگز (Higgs boson)، یا سازوکار BEH معروف به ذرّهٔ خدا، یک ذره بنیادی اولیه فرضی دارای جرم است که وجود آن توسط مدل استاندارد فیزیک ذرات بنیادی پیش‌بینی شده است."

در مدلی که برای ذرات بنیادی داریم، ذرات بدون جرم فرض می‌شوند و بر اساس مکانیزمی که برای توضیح جرم ذرات توسط هیگز پیشنهاد شده، ذره‌ای وجود دارد که بقیه ذرات در برخورد با آن دارای جرم می‌شوند که این ذره به نام همین دانشمند - هیگز - خوانده می‌شود.

☆ پاول ساتر اخترفیزیکدان از دانشگاه اوهایو: صادقانه بوزون هیگز و نقش آن در کیهان به سادگی قابل شرح نیست، هر چند بوزون هیگز نقش مهمی در فیزیک مدرن ایفا می کند ولی بالا بردن آن در سطح “ذره خدا” یک مقداری زیاده روی می باشد و حتی مهمترین کار این ذره تولید جرم نیست.


بوزون واژه ایست که به یکی از دو نوع ذره در کیهان اشاره دارد.( دستۀ دیگر ذرات به یاد فیزیکدان انریکو فرمی، فرمیون نام دارد) در یک مفهوم ساده و ابتدایی می توانید فرمیونها را به عنوان قطعات سازندۀ کیهان (همانند الکترونها، پروتونها، کوارکها، نوترینوها و سایر دوستانشان) تصور کنید. در حالی که بوزونها نیروهای بین این ذرات هستند مانند فوتونها، گلوئونها و ….

☆ میدان رویاها

اما فیزیک ذرات مدرن واقعا در مورد خود ذرات نیست و این مورد دربارۀ بوزون هیگز نیز صادق است. از دیدگاه فیزیک امروزی، سنگ بنا و شالودۀ کیهان میدانها هستند و نه ذرات. میدان ساختاری است که در کل فضا- زمان گسترده شده و در نقاط مختلف فضا- زمان می تواند مقادیر مختلفی (بر اساس مجموع ذراتی که توسط یک ناظر در آن نقطه از فضا زمان قابل مشاهده است) داشته باشد. از این منظر با افزودن یا کاستن انرژی در یک نقطه از میدان می توان ذرات را به وجود آورد و یا از بین برد. به بیان ساده تر شما با ضربه زدن به یک میدان می توانید تعدادی ذره تولید کنید. یک ذرۀ منفرد در یک میدان چیزی نیست جز حداقل انرژی که میدان در آن نقطه می تواند داشته باشد.

☆ کیهان شکسته شده

کار شگفت انگیزی که میدان هیگز در کیهان انجام می دهد با یک سوال اساسی در فیزیک مدرن در ارتباط است. فیزیکدانان چهار نیرو در طبیعت مشاهده می کنند: نیروی الکترومغناطیس، نیروی هسته ای ضعیف، نیروی هسته ای قوی و گرانش. هر کدام از نیروها توسط ِ ذرۀ مرتبط با خودش حمل می شود: فوتون نیروی الکترومغناطیس را حمل می کند در حالیکه بوزونهای W و +Z و -Z نیروی هسته ای ضعیف را حمل می کنند.

منبع: سایت علمی بیگ بنگ



🆔@physics3p

🔸 میزر های مولکولی

برای نشر، لازم است مولکول‌ها توسط بعضی از ساز و کار ها به بالای حالت پایه خود تحریک شوند. برای مثال، خطوط OH از قسمت های روشن ناحیه HII (هیدروژن یونیزه) منتشر می شوند. تعدادی و نه همه منابع OH چند گسیل قوی H2O را نشان می دهند. نشر H2O با وقوع تغییرات شدت در دوره های تناوب ماه یا چند روز متغیر است. اگر چه تابش های OH نیز متغیرند، ولی خیلی کم نامنظم می باشند. علاوه بر این، در بعضی از نواحی HII چندین گروه از نواحی منتشر کننده ی OH وجود دارند که فقط در فواصل چند واحد نجومی از هم واقع می باشند.

نشر ها از این نواحی کوچک OH و H2O به مراتب بیش از آنی هستند که از تحریک حرارتی ناشی از برخورد ها انتظار می رفت که البته دما های بالاتر از 13^10 کلوین را نیاز خواهند داشت. تراز های انرژی مولکول ها ظاهرا دچار جمعیت معکوس می شوند، بدین معنی که مولکول های بیشتری در تراز های بالایی نسبت به تراز های پایینی قرار دارند؛ از این رو معادله بولتزمن نقض شده و تعادل حرارتی وجود ندارد. یک میزر (لیزر ریز موجی) از این عمل نتیجه می شود. بعضی ساز و کار ها (که چند نمونه از آنها پیشنهاد شده و هیچکدام پذیرفته نشده اند) مولکول ها را به مناسب ترین حالت فیزیکی، پمپ می کنند. اتم ها یا مولکول های یک گاز تا سطح انرژی خاصی تحریک شده و سپس به سطح انرژی پایین تری و با سرعت بیشتر از حد معمول باز می گردند.

فرایند میزر را با یک لیزر مولکولی سه ترازی فرضی توضیح می دهیم. یک مولکول در حالت پایه 1، به بالاترین سطح یعنی سطح 3 تحریک می شود که این این کار بوسیله برخورد با ذره دیگر یا جذب تابش صورت می گیرد. این فرآیند پمپ کردن یک میزر یا لیزر نامیده می شود.

عمل پمپ کردن، تعداد زیادی از مولکول ها را به تراز 2 انتقال می دهند (به علت پایدار بود سطح 2 نسبت به سطح 3). تصور کنید که یک فوتون با انرژی مساوی با اختلاف بین سطوح 1 و 2 به چنین مولکول های تحریک شده ای نزدیک شود. این مولکول از سطح 2 به سطح 1 سقوط نموده و فوتون دیگری تابش می کند که انرژی مساوی با انرژی فوتون اولیه داشته و در همان جهت حرکت می کند. میدان های الکترومغناطیسی فوتونی را گسیل می دارند که انرژی آن با انرژی فوتون ورودی برابر است. این فرآیند نشر القایی نامیده می شود. دو فوتون حاصل اکنون می توانند چهار مولکول دیگر را وادار به تابش کرده و جمعا 8 فوتون تولید کنند و به همین ترتیب.

🔺 منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"

🆔@physics3p

چگونه می توانید ذرات بنیادی را تولید کنید؟

الکترونها و پروتونها مشکلی را به وجود نمی آورند؛ چون اجزای پایدار مواد معمولی هستند. برای توليد الكترون می توان یک قطعه فلز را گرم کرد تا الکترونها تا از آن خارج شوند. اگر باریکه ای از الکترون بخواهید، می توانید یک صفحه باردار مثبت را در حوالی فلز بگذارید تا آنها را جذب کند، و سوراخ کوچکی را در صفحه ایجاد کنید، الکترونهایی که از سوراخ عبور میکنند باريكه الکترونی را تولید می کنند. این تفنگ الکترونی جزء آغازین لامپهای تلویزیون یا اسیلوسکوپ یا شتابدهنده الكترون است.

برای تولید پروتون، هیدروژن را یونیده کنید (به عبارت دیگر الکترونها را از آن جدا سازید). در واقع، اگر از پروتون به عنوان هدف استفاده میکنید نگرانی در مورد الکترون ندارید؛ آنها به اندازهای سبک هستند که بر اثر برخورد سخت ذره فرودی از مسیر خارج می شوند.

بنابراین، یک محفظه هیدروژن اساسا یک محفظه پروتون است. برای ذرات غیرعادی تر سه چشمه اصلی وجود دارد: پرتوهای کیهانی، راکتورهای هسته ای و شتابدهنده های ذرات.

پرتوهای کیهانی زمین همراه در معرض بمباران با ذرات با انرژی بالا (اساس پروتونها) است که از فضای خارج می آیند. منشا از این ذرات یک معماست؛ اما وقتی آنها به اتمهای بالای جو برخورد میکنند رگباری از ذرات ثانوی را تولید میکنند (اغلب موئونها که مجال رسیدن به سطح زمین را دارند) که پیوسته بر سر ما می بارند.

پرتوهای کیهانی به عنوان چشمه ذرات بنیادی، دو حسن دارند:

اول آنکه آزادند و دیگر آنکه انرژی آنها می تواند بسیار زیاد باشد - خیلی بیشتر از آنچه بتوانیم در آزمایشگاه تولید کنیم. اما دو اشکال بزرگ نیز دارند: آهنگ برخورد آنها به هر آشکارسازی با اندازه ای معقول، بسیار کم است، و دیگر آنکه کاملا غیرقابل کنترل هستند.

بنابراین آزمایش با پرتوهای کیهانی به صبر و اقبال نیاز دارد. راکتورهای هسته ای وقتی هسته پرتوزایی فرو می پاشد، ذرات گوناگونی گسیل می شوند. نوترونها، نوترینوها و آنچه پرتوهای آلفا نامیده می شود (و در واقع ذره آلفا حالت مقید دو نوترون و دو پروتون است) پرتوهای بتا (الكترون یا پوزیترون) و پرتوهای گاما (فوتون). شتابدهنده های ذرات می توان کار را با الکترون یا پروتون شروع کرد و آنها را تا انرژیهای بالا شتاب داد و سپس آنها را به یک هدف کوبید.

با ترتیب ماهرانه و قراردادن جذب کننده ها و مغناطيسها میتوان ذرات باقیمانده ای را که می خواهیم بررسی کنیم جدا کرد. اکنون این امکان وجود دارد که باریکه های ثانویه پوزیترون و موئون، پیون، کائون و پاد پروتون را تولید و آنها را به طرف هدف دیگری هدایت کرد.

حتی ذرات پایدار - الکترونها، پروتونها، پوزیترونها و پاد پروتونها - را می توان به درون حلقه های ذخیره بزرگ هدایت کرد که در آنجا به کمک آهنرباهای بزرگ با سرعتی زیاد برای ساعتها بچرخند، سپس در زمان مورد نیاز آنها را استخراج و مورد استفاده قرار داد.

به طور کلی، برای تولید ذرات سنگین تر به انرژی برخورد بیشتری نیاز دارید. به همین دلیل، از نظر تاریخی ذرات سبکتر ابتدا کشف شدند و با گذشت زمان که شتابدهنده ها قوی تر شدند، ذرات سنگین و سنگین تر پیدا شدند.

در حال حاضر، سنگین ترین ذره شناخته شده Z است که جرم آن تقریبا ۱۰۰ برابر جرم پروتون است. معلوم شده است که اگر دو ذره با سرعت زیاد برخورد رودررو انجام دهند بر خلاف موردی که یک ذره به طرف ذره دیگر که هدف ثابتی است پرتاب می شود، ذرات انرژی زیادی به دست می آورند. (البته این کار هدف گیری بسیار بهتری را می طلبد!)

بنابراین، ذره ای در عبور اول برخورد نکند در دور بعدی می تواند امکان برخورد داشته باشد. در واقع برای الکترون و پوزیترون (یا پروتون و پاد پروتون) می توان از حلقه یکسانی استفاده کرد که در آن بارهای مثبت در یک جهت و بارهای منفی در جهت دیگر می چرخند.

اینکه چرا فیزیکدانان ذرات همیشه به دنبال انرژیهای بالاتر هستند علت دیگری نیز دارد به طور کلی، هر چه انرژی بیشتر باشد، دو ذره بیشتر به هم نزدیک می شوند. بنابراین، اگر بخواهید برهم کنش بسیار کوتاه برد را بررسی کنید به ذرات پرانرژی تر نیاز دارید.

به بیان مکانیک کوانتومی به ذره ای با تکانه p طول موج λ وابسته است که از فرمول دوبروی λ=h/p به دست می آید که در آن h ثابت پلانک است. در طول موجهای بزرگ (تكانه کوچک فقط می توانید ساختارهای نسبتا بزرگ را از هم تفکیک کنید؛ برای بررسی چیزهای بسیار کوچک به طول موجهای کوتاه تر و در نتیجه تكانه بزرگ نیاز داریم.

اگر بخواهید، می توانید این مسئله را نمودی از اصل عدم قطعیت( ΔxΔx ≥ h/4π ) بدانید - برای اینکه Δx کوچک شود، Δp باید بزرگ شود. به هر حال ملاحظه میکنید که نتیجه یکسان است:

برای بررسی فاصله های کوچک به انرژی بالا نیاز دارید.

منبع : فیزیک ذرات بنیادی

🆔️@physics3p

🔹حالت های مختلف نوشتاری معادله بولتزمن

🆔@physics3p

♦️ معادله بولتزمن

اتم های موجود در گاز، هنگام برخورد با یکدیگر یا انرژی از دست می دهند یا انرژی بدست می آورند. در نتیجه، توزیع سرعت اتم های برخوردی که با توزیع ماکسول بولتزمن توصیف می شود، توزیعی صریح از الکترون ها در میان اوربیتال های اتمی را بدست می دهد. این توزیع الکترون ها، از یک اصل بنیادی در مکانیک آماری پیروی می کند: احتمال اینکه الکترون ها مدار (اوربیتال) هایی با انرژی بالاتری را اشغال کنند کمتر از احتمال اشغال مدار هایی با انرژی پایین تر است.

فرض کنید Sa مجموعه ی معینی از اعداد کوانتومی با انرژی Ea باشد که سیستم مشخصی از ذرات را توصیف می کند. به همین ترتیب فرض کنید Sb، نشان دهنده ی مجموعه ی معینی از اعداد کوانتومی باشد که انرژی شان برابر Eb است. به عنوان مثال Ea= -13.6 ev؛ پایین ترین تراز اتم هیدروژن با Sa= { n=1 , l=0 , ml=0 , ms=1/2} را توصیف می کند که معرف یک تراز ویژه یا تراز معین با انرژی 13.6ev- است. بنابراین نسبت احتمال اینکه سیستم در تراز Sb باشد، P(sb)، به احتمال قرار گیری سیستم در تراز sa یعنی P(sa) باشد، توسط فرمول اول محاسبه می شود که در آن T دمای مشترک دو سیستم است.

در بسیاری از موارد به ازای سطوح انرژی سیستم واگن با انرژی های یکسان، بیش از یک تراز کوانتومی وجود دارد. به عبارت دیگر، اگر sa و sb تراز هایی واگن باشند حتی با شرط مخالف بودن دو تراز، می تواند Ea=Eb باشد.

▫️توجه داشته باشید که باید که در هنگام آمارگیری، احتمال هر یک از تراز های واگن را به صورت جداگانه محاسبه نماییم. برای محاسبه ی تعداد تراز هایی که انرژی معینی دارند، ga و gb را به ترتیب تعداد تراز هایی با انرژی Ea و Eb در نظر می گیریم. ga و gb را اصطلاحا وزن آماری سطوح انرژی می نامند. اکنون با دانستن این نکات می توانیم به معادله ی اصلاح شده ی شماره دو با استفاده از تراز های واگن دست بیابیم.

جو های ستاره ای انواع گوناگونی از اتم ها را شامل می شوند؛ بنابراین نسبت احتمالات غیر قابل تفکیک از تعداد نسبی اتم ها است. برای اتم های یک عنصر مشخص در یک تراز یونش خاص، نسبت تعداد اتم هایی که انرژی Eb دارند یعنی Nb، به تعداد اتم هایی که انرژی Ea دارند یعنی Na از معادله سوم بدست می آید.

🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"

🆔@physics3p

‍ ابر تقارن چیست (Supersymmetry)؟ – قسمت اول


می توان گفت مانع بزرگی که دانشمندان بدنبال دست یابی به نظریه همه چیز برای توضیح پدیده های جهان دارند، عدم یگانگی گرانش از طریق اتحاد فضا زمان در نسبیت عام با دنیای ریز کوانتومی است. عدم قطعیت ورنر هایزنبرگ، فضا – زمان را در سطح کوانتومی به هم ریخته می کند و اتحاد آن را با نسبیت عام دچار لغزش می کند.

☆ با وجود پیشروی نظریه ریسمان به عنوان نامزدی برای نظریه همه چیز، اندازه ریسمان ها برای دیده شدن در آزمایش های ذرات بسیار بسیار کوچک اند، اما جنبه هایی از نظریه ریسمان ممکن است با تکنولوژی های کنونی مورد بررسی قرار گیرد. یکی از پیش بینی های نظریه ریسمان این است که ما می توانیم در ترازهای انرژی بالا مدارکی مبنی بر وجود تقارنی بین ذراتی که نیرو را منتقل می کنند (بوزون ها) و ذراتی که ماده را تشکیل می دهند (فرمیون ها) مشاهده کنیم، این تقارن بین ماده و نیروها را ابرتقارن می نامند.

☆ تاریخچه ابر تقارن:

برای اولین بار توسط هیروناری میازاوا در سال ۱۹۶۶ پیشنهاد شد.
اولین نسخه واقعی ابرتقارن مدل استاندارد توسط پیر فایت در سال ۱۹۷۷ پیشنهاد شد و به (Minimal Supersymmetric Standard Model) معروف شده است.

☆ معنای تقارن:

تصور کنید میله ای ایستاده روی زمین گذاشته شده است، هیچ ترجیحی وجود ندارد که میله از کدام طرف بیافتد، می گوییم گرانشی که باعث افتادن آن می شود “متقارن” است. همه جهت ها به یک اندازه محتمل اند، اما وقتی میله می افتد از همه جهات نمی افتد؛ فقط از یک طرف می افتد! پس تقارن می شکند.

منبع: پویا فرخی/ سایت علمی بیگ بنگ



🆔@physics3p

🔵 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

‍ 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

🔸️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

‍ 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

🔵 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

‍ 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

🔴 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

‍ 🔸️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

‍ 📋 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

‍ 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

‍ 🔹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