9812
📷 پیج رسمی اینستاگرام: https://www.instagram.com/quantum.physics3p 👥 گروه فیزیک: https://t.me/+78Sx2BpWbDk0Yzhk تبادل و تبلیغات: @matin_mf
❇️ مقیاس قدر
🔘 قدر ظاهری
هیپارخوس، اخترشناس یونانی، از اولین رصدگران حرفه ای آسمان بود که به فهرست برداری از موقعیت ستارگان مورد مشاهده ی خود پرداخت. وی علاوه بر تالیف فهرستی از مکان 850 ستاره، برای توصیف میزان درخشش ستاره هایی که در آسمان دیده می شدند، مقیاسی عددی برای تمایز میان ستارگان ابداع نمود. وی قدر ظاهری m=1 را برای درخشان ترین ستاره در آسمان در نظر گرفت و قدر کم نور ترین ستاره ی روئیت پذیر با چشم غیر مسلح را m=6 فرض کرد. توجه داشته باشید که هرچه قدر ظاهری ستاره ای کوچکتر باشد، نشان دهنده ی اسن است که ستاره درخشان تر به نظر می رسد.
از زمان هیپارخوس تاکنون، اخترشناسان این مقیاس قدر ظاهری را تعمیم داده و اصلاح کرده اند. در قرن نوزدهم، دریافتند که چشم انسان به اختلاف لگاریتم های روشنایی در جسم درخشنده واکنش نشان می دهد نه به خود روشنایی آن. این نظریه به مقیاسی منتهی شد که در آن اختلافی به میزان یک قدر بین دو ستاره، حاکی از نسبتی ثابت بین درخشش آن ها شد. بنا به تعریف جدید، اختلاف چنج قدر دقیقا با ضریب 100 برابر در شدت درخشش برابر است. بنابراین اختلاف یک قدر، دقیقا با نسبت درخشش 0.2^100 = 2.512 برابر خواهد بود. به این ترتیب ستاره های قدر یکم 2.512 برابر روشن تر از ستاره های قدر دوم، 2^2.512 = 6.301 برابر روشن تر از ستاره های قدر سوم و 100 برابر روشن تر از ستاره های قدر ششم به نظر خواهند رسید.
اخترشناسان با استفاده از آشکار ساز های حساس می توانند قدر ظاهری یک جسم را با دقت 0.01-+ و اختلاف قدر ها را با دقت 0.002 -+ قدر اندازه گیری کنند. امروزه مقیاس ابتدایی هیپارخوس از هر دو سو روی محور اعداد حقیقی بسط یافته است. از m= -26.83 برای خورشید، به عنوان درخشان ترین جرم آسمان، تا m= 30 برای کم نور ترین اجرام کشف شده در آسمان. این اختلاف حدود 57 قدری معادل است با 23^10؛ یعنی خورشید 23^10 مرتبه از کم نور ترین جرم مشاهده شده در آسمان درخشان تر دیده می شود.
رابطه مربوط به مقایسه ی قدر دو ستاره نسبت به درخشندگی آنها را می توان به صورت زیر نوشت:
m2 - m1 = -2.5 log(b1/b2) = 2.5 log (b2/b1)
که در آن b درخشندگی ظاهری می باشد که رابطه مستقیم با درخشندگی (L= σT^4.4πR^2) و رابطه مجذور عکس با فاصله دارد (که به قانون عکس مجذور معروف می باشد).
🔘قدر مطلق
اخترشناسان با استفاده از قانون عکس مجذوری، برای هر ستاره یک قدر مطلق M، تعریف می کنند (همانطور که متوجه شده اید، این مقیاس با عملیات قدر مطلق در ریاضیات هیچ گونه ارتباطی ندارد). بنا به تعریف، قدر مطلق همان قدر ظاهری ستاره در حالتی است که ستاره در فاصله ی 10pc (1pc=206265 AU) از ما قرار گرفته باشد. این مقیاس به ما اجازه می دهد که درخشندگی حقیقی اجرام را مستقل از فاصله ی آنها اندازه بگیریم. با استفاده از رابطه قبل، برای قدر مطلق هم می توانیم بنویسیم:
M2 - M1 = -2.5 log(L2/L1) = 2.5 log (L1/L2)
با این تفاوت که از درخشندگی اجرام (L) برای مقایسه ی قدر آنها استفاده می کنیم.
▫️مدول فاصله
رابطه ی بین قدر ظاهری، قدر مطلق و فاصله ی ستاره را می توان با ترکیب معادلات قبل محاسبه کرد:
m-M = 5log(d) - 5 = 5log(d/10)
که در آن، d فاصله ی جسم بر حسب پارسک(pc) می باشد. همچنین، مقدار m-M، مقیاس فاصله تا ستاره است و مدول فاصله ی ستاره نامیده می شود.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
تصویر جدید JWST - کهکشان چرخ گاری!
این کهکشان Cartwheel است که در فاصله 500 میلیون سال نوری از ما قرار دارد.
تصور میشود که 400 میلیون سال پیش کهکشانی درست از وسط این کهکشان بزرگ برخورد کرده است.
مانند امواج در آب، این رویداد گرد و غبار و گاز را روی هم انباشته کرد که منجر به تشکیل ستاره شد و به همین دلیل است که ما دو حلقه درخشان را می بینیم!
ابزار بسیار دقیق وب ستارگان منفرد و نواحی ستاره‌زایی را شناسایی کرده و رفتار سیاهچاله را در مرکز آن آشکار کرده است! ابزار: MIRI, NIRCam
🆔️@physics3p
حضور بسیار مغتنم پروفسور کامران وفا استاد ایرانی دانشگاه هاروارد و از نظریه پردازان اصلی نظریه ریسمان در دانشگاه صنعتی شریف و سخنرانی درباره نظریه ریسمان و گپ و گفت صمیمی با چاشنی علمی‌مان با ایشان، امروز چهارشنبه بیست اکتبر بيست بيستُ‌یک
کامران وفا استاد ایرانی-آمریکایی فیزیک در دانشگاه هاروارد است. او از فیزیکدانان برجسته در زمینه نظریه ریسمان می‌باشد. وی در سال دوهزاروهشت میلادی موفق به دریافت مدال دیراک شد. او به همراه جوزف پلچینسکی و اندرو استرومینگر، به پاس پیشبرد دانش درنظریه ریسمان، گرانش کوانتومی و نظریه میدان‌های کوانتومی، برنده جایزه فیزیک بنیادی در سال دوهزاروهفده در ایالت کالیفرنیا شدند.
🆔@Physics3p
کشف اولین سیاره‌ای که همزمان به دور سه ستاره می‌چرخد:
🆔 @physics3p
به نقل از نئواطلس، یک ستاره برای منظومه شمسی ما کافی است، اما برخی از سیارات در حال گردش به دور دو ستاره در یک زمان هستند. جالب تر این که در حال حاضر هم شواهدی از سیاره ای که به طور همزمان به دور سه ستاره می‌چرخد ظاهر شده است.
در حدود 1300 سال نوری از زمین در صورت فلکی شکارچی یک ستاره ستاره‌ای موسوم به(GW Orionis) یا فقط (GW Ori) وجود دارد که شامل سه ستاره نسبتا جوان است که در مدار یکدیگر قفل شده‌اند. این ستارگان توسط یک دیسک بزرگ پیش سیاره‌ای احاطه شده‌اند (حلقه‌های وسیعی از گرد و غبار که سیارات می‌توانند از آن تشکیل شوند.)
مشاهدات قبلی نشان داد که دیسک به سه حلقه تقسیم شده است، با فاصله بسیار زیاد در حدود 100 واحد نجومی (AU) از ستارگان. حلقه‌ها نیز نامناسب به نظر می‌رسیدند، درونی‌ترین حلقه‌ها در زاویه‌ای عجیب نسبت به بقیه پیچ خورده بودند.
دو فرضیه اصلی در مورد اینکه چه چیزی میتواند این ساختار را ایجاد کند وجود داشت. یا تأثیر گرانشی سه ستاره دیسک را از هم جدا میکند یا سیاره‌ای عظیم در حال شکل‌گیری و شکاف دیسک است. بنابراین برای بررسی بیشتر، ستاره شناسان از دانشگاه نوادا لاس وگاس یک مدل جامع از این سیستم ایجاد کردند.
نتایج نشان داد که گشتاور ستاره‌ها نباید برای شکستن دیسک با این اندازه کافی باشد. با این حال، یک سیاره غول پیکر گازی به اندازه مشتری (یا چندین مورد از آنها) مناسب است و به عنوان محتمل‌ترین مقصر شناخته میشود. این جهان‌ها معمولاً اولین‌هایی هستند که از دیسک‌های پیش سیاره‌ای شکل گرفته‌اند و پس از آن سیارات سنگی کوچکتر مانند زمین وجود دارند.
این مدل نشان میدهد که پس از برداشتن سیاره (یا سیارات) تکه‌ای از دیسک، به سه حلقه تقسیم شده و سپس با سرعت‌های مختلف حرکت میکند و باعث میشود که آنها در طول زمان ناهماهنگ شوند.
اگر سیاره‌ای در سیستم GW Ori وجود داشته باشد؛ اولین سیاره‌ای خواهد بود که به طور همزمان به دور سه ستاره می‌چرخد. سیاره‌ها قبلاً در حال گردش به دور دو ستاره کشف شده‌اند، در حالی که سایر سیاره‌ها در حال گردش به دور یک ستاره هستند که اتفاقا دو همراه هم دارند. اما این اولین مورد در یک مدار دایره‌ای است.
جرمی اسمالوود، نویسنده اصلی این مقاله میگوید: این واقعا هیجان‌انگیز است زیرا نظریه تشکیل سیاره را واقعا قوی میکند. این میتواند به این معنی باشد که تشکیل سیاره بسیار بیشتر از آنچه ما فکر می‌کردیم فعال است، که بسیار جالب است.
خود این سیاره هنوز واقعاً مشخص نشده است، اما تیم میگوید مشاهدات آینده توسط ALMA میتواند به یافتن و حل و فصل بحث کمک کند.
این تحقیق در مجله اطلاعیه‌های ماهانه انجمن سلطنتی نجوم منتشر شد.
🆔 @physics3p
گردآوری آریوس راد
مترجم zheen
https://newatlas.com/space/planet-orbit-three-stars-gw-orionis/
انرژی بستگی هسته:
🆔 @Physics3p
اگر جرم پروتون و نوترون های یک هسته را باهم جمع کنیم این مقدار از جرم هسته‌ی اتم بیشتر است. به این تفاوت جرم کاهیده میگویند. در نظر بگیرید که N نوترون و Z پروتون در یک هسته وجود دارد. یک افزایش در انرژی پتانسیل الکتریکی داریم که موجب نیروی الکترواستاتیکی بین پروتونها است و باعث میشود پروتون ها از هم دور شوند. اما یک کاهش انرژی پتانسیل توسط نیروی هسته ای قوی داریم که موجب کاهش انرژی پتانسیل الکتریکی میشود. این کاهش انرژی پتانسیل انرژی بستگی هسته میگویند. طبق رابطه E=mc² این کاهش انرژی معادل کاهش جرم است. در شکافت هسته ای یک هسته از اتم به دو هسته با جرم تقریبا برابر تولید میشود که این باعث آزاد شدن انرژی بستگی میشود. این همان انرژی است که در رآکتور هسته ای و بمب اتمی ازاد میشود. در گداخت هسته ای دو هسته بهم جوش میخورند و هسته سنگین تری به وجود می‌آورند که مقداری جرم به انرژی تبدیل میشود. این اساس تولید انرژی در ستارگان است. برای اینکه گداخت اتفاق بیفتد باید هسته دو اتم بسیار بهم نزدیک شوند. زمانی این اتفاق می‌افتد که انرژی جنبشی بر دافعه کولنی غلبه کند یا به عبارتی دما به حدی برسد که هسته ها بتوانند بهم وصل شوند. جالب است بدانید طبق فیزیک کلاسیک دمای خورشید برای آغاز فرایند گداخت باید بیش از 10¹⁰ کلوین باشد اما دمای خورشید 10⁷ کلوین است. مکانیک کوانتوم به ما میگوید پروتون ها می‌توانند از سد پتانسیل تونل ( تونل زنی کوانتومی ) بزنند بدون اینکه انرژی کافی برای بالا رفتن از تپه را داشته باشند.
🆔 @Physics3p
منبع: اخترفیزیک مقدماتی بابک کبیری منش
لکه های خورشیدی:
🆔 @Physics3p
لکه های خورشيدی نواحی بر روی سطح خورشيد هستند که به وسيله فعاليت‌های شديد مغناطيسی به وجود می آيند و مانع از انتقال گرما می‌شوند. مهمترين علت وجود لکه ها، قوی شدن ميدان مغناطيسی روی سطح خورشيد است. اين ميدان مغناطيسی باعث به وجود آمدن نيرویی به سمت بيرون میشود و آنقدر قوی است که اثر گرانش ستاره را خنثی می کند. در جاهای ديگر سطح خورشيد که لکه ای وجود ندارد، نيروی گرانش را فشار گاز داغ خنثی می کند. يعنی فشار گاز داغ می خواهد گاز را منبسط کند و گاز مي خواهد به سمت بيرون برود، در صورتی که گرانش مي خواهد اين گاز را به درون ستاره بکشد. در جاهايي که لکه وجود دارد، ميدان مغناطيسی به کمک فشار گاز می آيد. يعنی بر خلاف نيروی گرانش عمل می کند به همين دليل ما به فشار کمی نياز داريم. همين فشار کم باعث پايين آمدن دمای لکه مي شود و لکه نسبت به مناطق ديگر ستاره کم دماتر ديده مي شود. لکه های خورشیدی به صورت قطب های مغناطیسی مخالف با هم جفت می شوند،اگر ما بتوانیم یک آهنربای نعلی شکل را زیر سطح خورشید بگیریم میدان مغناطیسی شبیه به زوج لکه های خورشیدی تولید می کند. دمای سطح لکه ها حدود ۳۷۰۰ درجه سانتیگراد است درحالی که دمای میانگین سطح خورشید حدود ۵۷۰۰ درجه می‌باشد. این کمتر بودن دمای سطح لکه باعث میشود که تاریک تر از بقیه سطح ستاره به نظر برسد.
هر چه لکه بزرگتر باشد طول عمر بيشتری دارد. طول عمر يک لکه ممکن است آنقدر زياد باشد که به کمک آن دوران خورشيد را تشخيص دهيم. يعنی همچنان که خورشيد به دور خود می چرخد، شاهد حرکت لکه روی سطح آن باشيم. درواقع به کمک همين لکه ها می فهميم که سرعت دوران خورشيد در تمام عرض های جغرافيایی يکسان نيست. در استوا خورشيد بسيار تندتر به دور خود می چرخد ولی در قطبين اين چرخش به نسبت کندتر است.
🆔 @Physics3p
تعبیر جهان های متعدد در مکانیک کوانتوم:
🆔 @Physics3p
در مطالب قبلی کانال توضیح دادیم که ذرات پیش از مشاهده احتمال حضور در چندین مکان را دارند. و به تعبیر کپنهاگی اشاره کردیم که بیان داشت با مشاهده ذرات حالت های دیگر نابود شده و فقط یک حالت باقی می‌ماند.
اما تکلیف حالت های دیگر چیست؟ اگر فقط از تمام حالت های موجود ذره یک حالت را انتخاب میکند بقیه حالت ها چه میشود؟
ریچارد فاینمن از فرضیه واقعیت های موازی استفاده کرد. وی از ایده ای موسوم به «جمع مسیر ها» یا «جمع تاریخچه ها» استفاده کرد. فاینمن اعتقاد داشت که ذره تا قبل از اینکه مشاهده شود و در حالت برهمنهی قرار دارد میتواند تمام مسیر های بین دو نقطه را طی کند. این که چرا ما فقط یک مسیر را مشاهده میکنیم به عقیده فاینمن به علت این است که تمام مسیر های ممکن دیگر یک دیگر را خنثی می‌کنند و فقط یک مسیر باقی می‌ماند. فاینمن به هر مسیر عددی اختصاص میدهد که این اعداد با کمک مجموعه قوانین دقیقی محاسبه می‌شوند. با ترفند های ریاضی گونه با جمع کردن تمام اعداد مربوط به مسیر های ممکن میتوان احتمال مسیری را که بین تو نقطه طی کرد را به دست اورد. در واقع فاینمن دریافته بود که اعداد مربوط به مسیر های عجیب اغلب یکدیگر را خنثی کرده و حاصل کوچکی دارند. و مسیر معقول نیوتونی بود که بیشترین مجموع را داشت.
این بینش ریاضی فاینمن به «انتگرال مسیر» معروف است. اما باز هم تفسیر کپنهاگی بی توضیح باقی مانده بود. در سال ۱۹۵۷ دانشجویی به نام هیو اورت راه حل مناسبی پیشنهاد داد.
هیو اورت به جای رمبش تصادفی تابع موج به یک حالت ملموس کلاسیکی، به وقوع پیوستن تمامی حالت ها و احتمال های ممکن و برهم نهاده‌ی تابع موج را در فضای هیلبرت فرض کرد. فضای هیلبرت فضایی برداری با بینهایت بُعد است که تابع موج به عنوان برداری در آن شناخته میشود. به نوعی هر سیستم کوانتومی را میتوان تابع موجی در فضای هیلبرت پنداشت. در این رویکرد اورت با نادیده گرفتن رمبش و به جای حذف واقعیت ها توسط مشاهده گر، واقعیت هار را در جهانی دیگر به فعلیت رساند. یعنی در واقع تمامی حالات ممکن برای یک ذره اتفاق می‌افتد. هرکدام از آنها در جهانی خاص فعلیت می‌یابند. اورت از بین رفتن تابع موج به یک حالت کلاسیکی را منتفی کرد. به عقیده وی تابع موج هرگز از بین نمی‌روند بلکه به حالت های بالقوه خود تقسیم می‌شوند همانند شاخه های درخت و چنان اذعان داشت که هر کدام از شاخه های این درخت نماینده یک جهان کامل و مستقل هستند. در این رویکرد دیگر نیازی به رمبش ناگهانی تابع موج نبود. اما حامل پیامی گنگ تر بود:
جهان هایی که می‌توانستند دائما به میلیارد ها جهان دیگر منشعب شوند.
🆔 @Physics3p
منبع: کتاب به دنبال جهان های موازی سعید گراوندی(زاحل)
معادله شرودینگر چیست؟
🆔 @Physics3p
ذره ای به جرم m را تصور کنید که مقید به حرکت در امتداد محور x بوده و تحت تاثیر نیروی (x,t)F قرار داشته باشد. در صورتی که تابع مکان این ذره را داشته باشیم میتوانیم سرعت، تکانه و انرژی جنبشی یا هر متغییر دینامیکی دلخواهی را بدست اوریم. اما چگونه این تابع را بدست اوریم؟
با استفاده از قانون دوم نیوتون (F=md²x/dt²) برای سامانه های پایستار نیرو را میتوان بر حسب مشتق تابع انرژی پتانسیل بیان کرد که قانون به شکل :
(md²x/dt²=∂V/∂x)
در می‌آید. این رابطه به همراه مکان و سرعت اولیه تابع مکان نسبت به زمان ذره را مشخص میکند.
مکانیک کوانتوم این مسئله به شکلی کاملا متفاوت مورد بررسی قرار میدهد. در اینجا آنچه به دنبالش هستیم تابع موج ذره است که آنرا از طریق حل معادله شرودینگر بدست می‌آوریم. معادله شرودینگر به طور منطقی نقشی مانند قانون دوم نیوتن ایفا میکند با داشتن شرایط اولیه معادله شرودینگر تابع (r,t)𝛹 را برای تمام زمان ها بدست میدهد درست همانطور که در مکانیک کلاسیک تابع مکان نسبت به زمان برای تمام زمان ها تعیین میکند.
اما این تابع موج چیست؟
تابع موج همانطور که از نامش پیداست در فضا پخش میشود یعنی مانند ذره کلاسیکی که یک مکان مشخص دارد نیست. تعبیر آماری بورن میگوید که
|𝛹(r,t)|²dx
احتمال یافتن ذره را در مکان x (یا به طور دقیق تر بین فاصله x تا x+dx) و لحظه t را بدست میدهد هر چه ²|𝛹| بزرگتر باشد احتمال یافتن ذره در آن نقطه بیشتر است.
تعبیر آماری نوعی ابهام را وارد مکانیک کوانتوم میکند. به طوری که حتی اگر همه‌ی آنچیز که نظریه باید درباره ذره به شما بگوید را بدانید باز هم نمی‌توانید با قطعیت پیش بینی کنید که نتیجه یک آزمایش ساده برای اندازه‌گیری مکان چیست. این ابهام همیشه برای فیزیکدانان دردسر ساز بوده چون همواره این پرسش مطرح میشود که آیا این واقعیت طبیعت است یا نقص نظریه. در ادامه در مورد پاسخ این سوال مطالبی را ارائه میکنیم.
🆔 @Physics3p
منبع: آشنایی با مکانیک کوانتوم گریفیث
همانطور که گفته شد نور هر دو ماهیت موجی و ذره ای برایش ثابت شد ماهیت ذره ای توسط اثر کامپتون، فوتوالکتریک و جسم سیاه. ماهیت موجی در آزمایش یانگ که در آن طرح تداخلی ظاهر شد ثابت شد.
توسط ازمایش فرانک-هرتز ثابت شد که الکترون ها در اتم تراز های انرژی مشخصی دارند و فقط فوتون با انرژی های خاصی را جذب و گسیل می‌کنند. بور نتایج این آزمایش را به کمک مدار های الکترونی در اتم هیدروژن تعبیر کرد. اما دلیل اینکه چرا فقط فوتون ها با انرژی های خاصی جذب و گسیل می‌شدند مشخص نبود.
در سال ۱۹۲۳ دوبروی فرضیه این را پیشنهاد کرد که ذرات مادی هم مانند فوتون ها باید یک جنبه‌ی موجی هم داشته باشند. وی سپس با استفاده از این فرض قواعد بور را نتیجه گرفت: تراز های انرژی مجاز مختلف مشابه مد های ویژه یک تار مرتعش هستند. آزمایش های پراش الکترون با نشان دادن اینکه الگوی تداخلی توسط ذرات مادی مانند الکترون تشکیل شود فرضیه دوبروی را ثابت کرد. بنابراین طبق فرضیه دوبروی باید به جای مفهوم کلاسیکی یک مسیر باید مفهوم یک حالت متغییر نسبت به زمان جایگزین کنیم. حالت کوانتومی یک ذره مانند الکترون توسط یک تابع موج (r,t)𝛹 مشخص میشود. که تمام اطلاعات ممکن درباره ذره را در بر دارد که (r,t)𝛹 هم به عنوان دامنه‌ی احتمال حضور ذره تعبیر میشود.
تابش جسم سیاه
اثر فوتوالکتریک
اثر کامپتون
🆔 @Physics3p
منبع: فیزیک کوانتوم جلد۱ کلودکوهن تانوجی برنارد دیو فرانک لالوئه
چرا نیوتن مذهبی بود؟[قسمت اول] :
https://www.instagram.com/p/CSiBoJxj52K/?utm_medium=copy_link
🆔 @Physics3p
🔘 جلسه پرسش و پاسخ با محوریت « رفتار ساختار مغز در تفکرات منطقی_ ریاضیاتی و ارتباط عقل با علوم تجربی »
▪️با حضور دکتر تقی کیمیایی اسدی _ متخصص مغز و اعصاب، فوق تخصص طب تشخیص الکتریکی، استاد سابق دانشگاه، مترجم و نویسنده کتاب‌های علمی
# برگزار شده توسط کانال و سوپر گروه فیزیک کوانتوم
@PhysicsAssociation
@physics_archives
نظریه ریلی-جینز:
🆔 @Physics3p
در سال ۱۹۰۰ ریلی و جینز بر روی طبیعت تابش الکترومغناطیس کاواک متمرکز شدند. نظریه ریلی-جینز به شرح زیر است:
یک کاواک با دیوار فلزی به شکل مکعب را در نظر بگیرید. وقتی که مکعب تا دمای T به صورت یکنواخت گرم شود دیواره‌ی داخلی مکعب شروع به تابش میکند. پس از اینکه این امواج تابش شده از یک دیواره به دیواره‌ی رو به رو می‌رسد بازتاب می‌شوند و امواج تابیده با امواج بازتاب شده یک موج ایستاده تشکیل می‌دهند. هر موج الکترومغناطیس دارای دو میدان الکتریکی و مغناطیسی است که بر جهت انتشار موج عمود است. موج تابش شده از یک دیواره بر سطح آن عمود است بنابراین بردار میدان الکتریکی این موج موازی با دیواره مکعب است. زمانی که میدان الکتریکی با یک سطح فلزی موازی باشد ذرات باردار در فلز چنان جریان می یابند تا میدان الکتریکی را خنثی کنند. بنابراین مقدار میدان الکتریکی در دیواره‌ی مکعب برابر صفر میشود. بنابراین در دیواره مکعب گره وجود دارد. چون دامنه‌ی نوسان میدان الکتریکی در دیواره صفر است. به همین ترتیب ثابت میشود که تمامی امواج ایستاده ای که داخل مکعب تشکیل می‌شوند در دیواره ها دارای گره هستند به همین شکل که در تصویر نشان داده شده. حال اگر تعداد این امواج ایستاده را شمارش کنیم و در انرژی میانگین هر یک از این امواج ضرب کنیم و بر حجم کاواک تقسیم کنیم انرژی میانگین در واحد حجم بدست می‌آید که به آن چگالی انرژی میگویند. این همان کمیت مورد نظر است. برای امواج الکترومغناطیسی یک بعدی ایستاده میدان الکتریکی به صورت تابع زیر است:
E(x,t)=E₀ sin(2πx/𝝀) sin(2πft)
در این رابطه 𝝀 طول موج، f بسامد و E₀ دامنه‌ی بیشینه‌ی میدان الکتریکی است. در صورتی که 2x/𝝀 یک مقدار صحیح ( 0 ،1، 2 ،3 و...) داشته باشد sin(2πx/𝝀) برابر با صفر میشود و در نتیجه در این نقاط میدان الکتریکی صفر است و گره داریم. همانطور که توضیح داده شد در دیواره ها گره داریم بنابراین اگر مکعب با طول ضلع a را در نظر بگیریم باید x=a در رابطه 2x/𝝀=n صدق کند.
می دانیم که:
𝝀=c/f
با جایگذاری در n=2x/𝝀 داریم:
f= cn/2a n= 1,2,3...
با این رابطه مقادیر مجاز f (بسامد) را بدست می‌آوریم. اگر رابطه بالا را برای n بنویسم به شکل زیر میشود:
n= 2af/c
تعداد نقاط بین دو بسامد f و f+df برابر میشود با:
n= 2a(df)/c
این عبارت در یک 2 باید ضرب شود که به دو حالت ممکن قطبش (به خاصیتی از امواج عرضی که جهت‌گیری نوسانات آنها را مشخص میکند گفته میشود.) اشاره دارد. بنابراین تعداد امواج ایستاده برابر میشود با:
4a(df)/c
به سادگی این رابطه به سه بعد تعمیم داده میشود:
8πVf²(df)/c³
که V حجم جسم می‌باشد.
اکنون تعداد امواج ایستاده را داریم حال باید انرژی میانگین هرکدام از این امواج ایستاده را بیابیم. بنابر قانون همپاری در ترمودینامیک که بیان میکند: در دستگاهی متشکل از مولکول های گاز که در دمای T در تعادل هستند میانگین انرژی جنبشی هر مولکول برابر با KT/2 است. که K ثابت بولتزمن می‌باشد. این قانون برای هر سیستم در حال تعادل که داری تعداد زیادی جزء یکسان است به کار می‌رود. در اینجا اجزای یکسان ما تعداد بسیار زیاد امواج ایستاده می باشند که یک درجه آزادی دارند و آن دامنه‌ی میدان الکتریکی می‌باشد. بنابراین انرژی جنبشی هریک از امواج ایستاده برابر KT/2 است. برای هر سیستم با یک درجه آزادی که حرکت هماهنگ ساده انجام میدهد انرژی کل دو برابر انرژی جنبشی میانگین آن است پس انرژی کل میانگین هر موج ایستاده برابر با KT میشود. بنابراین انرژی تابشی در واحد حجم (چگالی انرژی) در فاصلهی بسامدی f تا f+df و در دمای T برابر میشود با:
𝛒(f)df= 8πf²(df)KT/c³
🆔 @Physics3p
چرا می‌گوییم نور ماهیت ذره ای دارد؟
4) تولید زوج:
دیراک در سال ۱۹۲۸ با ترکیب نسبیت خاص و مکانیک کوانتوم موفق شد تا کوانتوم را تا قلمرو پدیده های نسبیتی گسترش دهد. این نظریه وجود یک ذره را با جرم و مقدار بار برابر با الکترون ولی با بار مثبت پیش بینی میکرد. در سال ۱۹۳۲ اندرسون این ذره را که پوزیترون نامیده میشود کشف کرد.
هنگامی که تابش الکترومغناطیس با بسامد بالا از داخل یک ورقه نازک فلزی عبور کند فوتون های این تابش با تولید جفت ذره الکترون و پوزیترون، نابود می‌شوند. حداقل انرژی فوتون برای تولید زوج باید اندازه مجموع انرژی های سکون الکترون و پوزیترون (2mec²) (که me جرم الکترون و پوزیترون می‌باشد) باشد که چنین انرژی را فوتون های پرتو X و پرتو گاما دارند. بنابراین جذب فوتون ها در برهمکنش با ماده در انرژی های کم از طریق اثر فوتوالکتریک، در انرژی های متوسط از طریق اثر کامپتون و در انرژی های زیاد از طریق تولید زوج روی میدهد. به دلیل پایستگی بار، انرژی و تکانه، این فرایند (تولید زوج) نمی‌تواند در فضای خالی روی دهد. برای انجام این فرایند باید فوتون در یک میدان خارجی مانند میدان کولنی اطراف هسته یک اتم باشد. یک جفت الکترون پوزیترون زمانی تولید میشود که فوتون به هسته اتم برخورد کند.
عکس فرایند تولید زوج هم روی میدهد. پوزیترون در عبور از ماده و در جریان برخورد های متوالی انرژی از دست میدهد، تا آنکه ضمن ترکیب با یک الکترون پوزیترونیوم تشکیل دهند. پوزیترونیوم عمر کوتاهی دارد و به سرعت وامی‌پاشد و فوتون تولید میکند. پوزیترونیوم مانند هیدروژن است که به جای پروتون پوزیترون جایگزین شده است. زمانی که یک الکترون و یک پوزیترون با هم برخورد کنند یک دیگر را نابود می‌کنند و موجب تابش الکترومغناطیس می‌شوند که دست کم دو فوتون با انرژی (𝑚𝑒)𝑐² تولید می‌کنند. به دلیل اینکه این الکترون و پوزیترون در مجاور هم در حال سکون اند اندازه حرکت سیستم صفر است و باید پایسته بماند به دلیل اینکه فوتون با اندازه حرکت صفر نمی‌تواند وجود داشته باشد بنابراین محتمل ترین حالت این است که دو فوتون با اندازه حرکت مساوی اما در خلاف جهت هم تولید شوند در این صورت اندازه حرکت پایسته می‌ماند.
که این فرایند فیزیکی هم تاییدی است بر اینکه نور ماهیت ذره گونه دارد.
🆔 @Physics3p
چرا می‌گوییم نور ماهیت ذره ای دارد؟
2) اثر فوتوالکتریک:
هرتز در سال ۱۸۸۷ اثر فوتوالکتریک را کشف کرد: هنگامی که نور ( با بسامدی معین) به فلزات تابیده شود الکترون ها از سطح آن جدا می‌شوند. آزمایش ها نشان میدادند که برای جدا کردن الکترون ها از سطح فلز شدت تابش اثری ندارد و وابسته به بسامد است. اگر بسامد نور به اندازه‌ی کافی نباشد هر چه قدر هم که شدت نور را زیاد کنیم هیچ الکترونی خارج نمی‌شود. در صورتی که بسامد نور را بالا ببریم الکترون ها شروع به کنده شدن از سطح فلز می‌کنند. در این حالت که بسامد کافی است اگر شدت تابش را زیاد کنیم تعداد الکترون های کنده شده از سطح فلز افزایش می‌یابد. در صورتی که نتایج این آزمایش ها با فیزیک کلاسیک سازگار نیست. میدانیم که هر موج الکترومغناطیس از دو میدان الکتریکی و مغناطیسی عمود برهم تشکیل شده است. بنابراین میدان الکتریکی این موج بر الکترون سطح فلز نیرو وارد میکند و آنرا وادار به نوسان میکند. با ادامه همین روند دامنه نوسان الکترون افزایش می‌یابد تا جایی که بتواند از سطح فلز کنده شود. بنابراین اثر فوتوالکتریک باید با هر بسامدی رخ دهد اما این برخلاف آزمایش هاست. از طرفی میدانیم که با افزایش شدت نور دامنه نوسان میدان الکتریکی موج الکترومغناطیس افزایش می‌یابد بنابراین باید در یک بسامد معین با افزایش شدت نور الکترون ها با تندی بیشتری از سطح فلز کنده شوند که این هم با آزمایشات سازگار نیست. این نتایج نشان می‌دهند که جذب پیوسته انرژی توسط الکترون ها نادرست است. در سال ۱۹۰۵ اینشتین با استفاده از نظریه پلانک ( که بیان میکرد مبادله انرژی بین نور و ماده به صورت گسسته است) اثر فوتوالکتریک را توصیف کرد.
🆔 @Physics3p
#فیزیک_کوانتوم
◾️منابع گذرای فراکهکشانی؛ مشاهدات پرتو ایکس
@Physics3p
➖قسمت اول
مشاهدات پرتوایکس در ۵۰ سال گذشته نقش مهمی در اکتشافات نجومی داشته‌اند. از کشف سیاهچاله‌های کهکشانی جدید تا فوران‌های عظیم ستاره‌ای، تا رخدادهای اختلال جزر و مدی، و تا کشف مگنتارها و تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای همچنین، هرازچندگاهی دسته‌های جدیدی از منابع اخترفیزیکی در مشاهدات مختلف الکترومغناطیسی یافت می‌شوند. به این بخش از نجوم، به اصطلاح «دامنه‌ی زمان» گفته میشود که به مطالعه‌ی تغییرات زمانی منبع اخترفیزیکی می‌پردازد و دارای پتانسیل زیادی برای کشف‌های گوناگون است. باتوجه به تلسکوپ‌های جدیدی که در دهه‌ی آینده آغاز به کار خواهند کرد، افزایش قابل توجهی در نرخ کشف منابع گذرای اخترفیزیکی و فراکهکشانی پیش‌بینی میشود. مشاهدات چند طیفی و چندگانه‌ی تعداد زیادی از تلسکوپ‌ها و آشکارسازها که به سرعت به یک رخداد گذرا واکنش نشان می‌دهند، برای فهم بهتر گذراها و ویژگی‌های فیزیکی آنها حائز اهمیتند. در این مقاله راجع به اهمیت مشاهدات پرتوایکس در پاسخ به چند سؤال کلیدی در اخترفیزیک می‌پردازیم:
١. رخدادهای اختلال جزر و مدی یا TDE یکی از مثال‌های برافزایش مواد با نرخ بسیار زیاد (مافوق حد ادینگتون) هستند. تقریبا هر ده‌هزار سال یک بار، در هر کهکشان، یک ستاره با نیروهای جزر و مدی قوی ناشی از سیاهچاله‌ی ابرپرجرم مرکزی مختل میشود. عموما در این سیستم‌ها، برافزایش مواد با نرخ بسیار بالا آغاز میشود و در طی چند ماه به تدریج کاهش می‌یابد. تابش‌های ساطع‌شده از این رخدادها در طیف‌های مختلف قابل رصد است. مشاهدات پرتوایکس برای فهم این رخدادها حائز اهمیت بسیاری هستند چرا که این تابش از درونی‌ترین مناطق سیستم، حاوی جریان‌های نسبیتی ساطع میشود. برای فهمیدن جزییات این جریان‌ها، به تلسکوپ‌هایی نیاز داریم که هم بتوانند به سرعت به جهت منبع گذرای گزارش‌شده بچرخند و هم سطح مقطع مؤثر زیادی داشته باشند تا بتوانند جزییات تحول طیفی این جریان‌های برافزایشی منحصربه‌فرد را مطالعه کنند. از طرف دیگر، تلسکوپ LSST قرار است در هر سال حدود هزار رخداد TDE پیدا کند. این نرخ در حال حاضر یک یا دو TDE در سال است. مشاهدات پرتوایکس می‌توانند این رخدادها را از فوران‌های دیگر تفکیک کنند.
٢. ادغام سیاهچاله‌های ابرپرجرم به احتمال زیاد، رخدادهای فعالی هستند که تابش گرمایی در محدده‌ی پرتوایکس دارند. پروژه‌ی فضایی امواج گرانشی لیسا (LISA) که اوایل دهه‌ی ۲۰۳۰ شروع به فعالیت خواهد کرد، ادغام سیاهچاله‌های ابرپرجرم را با جرم‌هایی در محدوده‌ی هزار تا ده‌میلیون برابر جرم خورشید (و انتقال‌به‌سرخ متوسط برابر با ۲) آشکار خواهد کرد. این رخدادها با نسل آینده‌ی ماهواره‌های پرتوایکس مانند AXIS، Lynx، Athena، و TAP قابل مشاهده خواهند بود و در فهم توزیع طیفی انرژی منبع به ما کمک خواهند کرد.
🔘 ادامه دارد....
@Physics3p
🌐 منابع:
برداشت از سایت نجوم و کیهان شناسی اسطرلاب
__ عنوان اصلی مقاله: X-ray follow-up of extragalactic transients
__نویسندگان: E. Kara, R. Margutti, A. Keivani, et al
*لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/abs/1903.05287
#گردآوری: آزاده کیوانی، محقق و مدرس دانشگاه کلمبیای نیویورک ، پژوهشگر در زمینه‌ی اخترفیزیک پیام‌رسان‌های چندگانه و نوترینوها و امواج گرانشی ، عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube،
پژوهشگر اسبق پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا و عضو تیم تحقیقاتی AMON
🔴 فرایند های پهن کننده ی خطوط طیفی (قسمت دوم)(قسمت پایانی)
▫️پهن شدگی فشاری (برخوردی) (Pressure (and collisional) broadening): در برخی موارد، اوربیتال اتم ها در اثر برخورد با یک تعداد اتم خنثی یا برخورد نزدیک با میدان الکتریکی یک یون، آشفته می شوند. در نتیجه ی برخورد بین اتم ها نوعی از پهن شدگی اتفاق می افتد که به آن پهن شدگی برخوردی می گوییم. به اثرات میدان های الکتریکی تعداد زیادی یون که از نزدیکی یک اتم عبور می کنند هم پهن شدگی فشاری گفته می شود. اما در بحث پیش رو، هر دوی این اثرات را (در مجموع) پهن شدگی فشاری می نامیم. در هر مورد، میزان پهن شدگی به زمان میانگین بین برخورد / عبور یک اتم با سایر اتم / یون ها بستگی دارد.
محاسبه ی دقیق پهنا و شکل خطوط پهن شده ی فشاری، بسیار پیچیده است؛ چرا که در این برخورد ها یا رویارویی های نزدیک، اتم ها، یون ها و همچنین الکترون های آزاد عناصر مشابه یا مختلفی مشارکت می کنند. در این برخورد ها نمایه ی کلی خط، مشابه معادله ی مربوط به پهن شدگی طبیعی است. نمایه ی خطی ناشی از مشارکت پهن شدگی فشاری و طبیعی، با نام نمایه ی میرایی (damping profile) یا نمایه ی لورنتس (Lorentz profile) شناخته می شود. دلیل این نام گذاری شکل نمایه ی خطی طیف گسیل شده از بار الکتریکی است که حرکت هماهنگ ساده و میرایی را نشان می دهد. مقدار پهنای نیم بیشینه در پهن شدگی فشاری و طبیعی معمولا برابر است (گاهی ممکن است نمایه ی فشاری پهن تر شود).
میزان پهن شدگی فشاری، حاصل از برخورد با اتم های یک عنصر خاص، را می توان با قرار دادن مقدار Δt0 (زمان میانگین بین برخورد ها) در معادله ی مربوط به مقدار پهنای نیم بیشینه ی طبیعی تخمین زد. این زمان تقریبا برابر است با مسافت آزاد میانگین بین برخورد ها (l) تقسیم بر سرعت میانگین اتم ها (v) که به صورت معادله ی اول در تصویر تبدیل می شود که در آن، σ سطح مقطع برخورد اتم ها، m جرم اتم و n چگالی عددی اتم ها است. بنابراین پهنای خط طیفی ناشی از پهن شدگی فشاری به صورت معادله ی دوم در تصویر محاسبه می شود. توجه داشته باشید که پهن شدگی فشاری خط، با چگالی عددی اتم ها (n) متناسب است.
▪️ حال می توانیم دلیل رده بندی درخشندگی مورگان-کینان را بهتر بفهمیم؛ خطوط نازک تر مشاهده شده در طیف ستاره های درخشان غول یا ابرغول، به دلیل چگالی عددی کمتر اتم ها در جو گسترده شان است.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
کهکشان راه شیری را بهتر ببینید
در ویدیو بالا شبیه سازی از شکل دقیق کهکشان راه شیری را مشاهده می کنید.
🆔@Physics3p
#معرفی_انواع_ستاره_ها
🆔 @Physics3p
کوتوله های قهوه ای
می دانیم ستاره ها کره های عظیمی هستند که به دلیل جرم بسیار بالای خود، فشار و گرمای زیادی در مرکز خود دارند و این موضوع باعث همجوشی اتم ها می شوند. جرم ستاره ها تعیین کننده دما، اتم های تشکیل دهنده و اندازه آن ها می شود. حال سوالی در اینجا پیش می آید که کمترین جرم یک ستاره چقدر است. این مسئله در سال های 1960 میلادی توسط ستاره شناسان پرسیده می شد.
با توجه به مشاهداتی که تا آن زمان رخ داده بود، میدانستیم که حداقل دمای یک ستاره به اندازه 7.5 درصد جرم خورشید است. ولی در محاسبات ریاضی که در آن زمان انجام داده شده بود توانسته بودیم بفهمیم که جرمی که یک ستاره نیاز دارد تا فشار کافی برای ایجاد یک هسته با توانایی همجوشی را بوجود آورد بسیار کمتر است. (حدود 65 برابر جرم مشتری) ستاره ای که در هسته خود همجوشی هسته ای دارد ولی دمای آن بسیار کم است که نور ساطع کننده آن به سختی به نور قرمز می رسد و بخش بیشتر آن در حیطه مانور قرمز است. پس رنگ آن باید سیاه باشد و چون جرم آن کم است پس کوچک است. ولی نام کوتوله سیاه قبلا استفاده شده بود. تا اینکه ستاره شناس جوانی به نام Jill Tarter نام این ستاره را به دلیل داشتن مقدار کمی نور قرمز کوتوله قهوه ای گذاشت.
اولین کوتوله قهوه ای در سال 1988 رویت شد. قبل از آن، خنک ترین ستاره ای که کشف شده بود در کلاس بندی M قرار داشت. (ستاره ها بر حسب دمای خود از O تا M رده بندی می شوند: OBAFGKM) زمانی که اولین کوتوله قهوه ای کشف شد در رده بندی L قرار گرفت. بعد از آن کوتوله های دیگری نیز کشف شدند که حتی سرد تر بودند ولی همچنان در هسته خود اتم هایی از جمله لیتیم می سوزاندند که رده بندی آن ها به ترتیب T و Y نامگذاری شد.
در اواخر قرن بیستم کوتوله های دیگری نیز کشف شد. یک کوتوله قهوه ای در همسایگی ستاره Gliese 229 قرار داشت با نوری بسیار کم. در طی طیف سنجی ها مشخص شد در جو این ستاره متان و بخار آب وجود دارد. این مولکول ها بسیار به دما حساس اند به طوری که در دما های مختلف طیف های مختلفی از خود عبور می دهد. برای مثال بخار آب طول موج های بلند تر را جذب می کند. به همین دلیل رنگ کوتوله ها قرمز نیست و بیشتر حالت سرخ آبی گونه دارد. همچنین در برخی از موارد وجود آهن به صورت گاز مشاهده شده است. یعنی در بعضی از آن ها باران آهن می بارد!
یکی از جذاب ترین بخش های کوتوله های قهوه ای این است که با افزایش جرم، اندازه آن ها تغییری پیدا نمی کند بلکه فقط چگال تر می شود. این موضوع باعث شده است که تفاوت بین یک کوتوله قهوه ای کوچک با یک سیاره بزرگ بسیار کم شود. به این سبب دانشمندان همچنان درباره ماهیت کوتوله های قهوه ای اختلاف دارند که آّیا باید آن ها را ستاره فرض کرد یا سیاره.
🆔 @Physics3p
منبع: https://www.youtube.com/watch?v=4zKVx29_A1w&list=PL8dPuuaLjXtPAJr1ysd5yGIyiSFuh0mIL&index=29
تولید انرژی در ستارگان:
🆔 @Physics3p
فرایند گداخت هسته‌ای در ستارگان به دو دسته تقسیم می‌شوند. زنجیره پروتون-پروتون یا (p-p) که در ستارگان با جرم پایین که دمای هسته‌ی آنها به ۱۶ میلیون کلوین نمیرسد و چرخه کربن نیتروژن اکسیژن (CNO) که در ستارگان پرجرم تر اتفاق می‌افتد.
زنجیره p-p
مرحله اول:
دو پروتون با هم جوش میخورد و ایزوتوپ هیدروژن (دوتریوم)، یک پوزیترون و یک نوترینو تولید می‌کنند. که نوترینو به دلیل برهمکنش بسیار ضعیفی که با ماده دارد طی چند ثانیه از هسته خورشید خارج میشود و پوزیترون (پاد الکترون) با یک الکترون آزاد برخورد کرده و پرتو گاما تولید می‌کنند.
مرحله دوم:
پروتون سوم با هسته‌ی دوتریوم جوش خورده و ایزوتوپ هلیم ۳ تولید میکند. انرژی آزاد شده در این حالت توسط پرتو گاما حمل میشود.
مرحله سوم:
در این مرحله آخر دو هلیم ۳ بهم جوش خورده و هلیم معمولی و دو پروتون تولید میشود.
چرخه CNO
مرحله اول:
یک اتم کربن و یک پروتون با یکدیگر جوش میخورند ایزوتوپ نیتروژن (۱۳) و پرتو گاما تولید می‌کنند.
مرحله دوم:
ایزوتوپ نیتروژن تولید شده در مرحله قبل به ایزوتوپ کربن واپاشیده میشود و پوزیترون و نوترینو تولید میکند.
مرحله سوم:
ایزوتوپ کربن با پروتون جوش میخورد و نیتروژن پایدار و پرتو گاما تولید می‌کنند.
مرحله چهارم:
نیتروژن با یک پروتون جوش میخورد و ایزوتوپ اکسیژن (۱۵) به همراه پرتو گاما تولید می‌کنند.
مرحله پنجم:
ایزوتوپ اکسیژن واپاشیده شده و ایزوتوپ نیتروژن و یک پوزیترون و نوترینو تولید میکند.
مرحله ششم:
در نهایت هسته هلیم زمانی که نیتروژن و پروتون باهم جوش میخورد تولید میشود و کربن که در این فرایند نقش کاتالیزور را داشته تولید میشود.
🆔 @Physics3p
منبع: اخترفیزیک ستاره ای جلد۳ اریکا بوم-ویتنس
ساختار کلی یک ستاره سه لایه دارد
در مرکز، هسته وجود دارد که در آن واکنش های هسته‌ای انجام میشود.
انرژی آزاد شده در هسته ابتدا توسط تابش سپس طی فرایند همرفت (نحوه رخ دادن همرفت به اين صورت است که پلاسمای داغ از نواحی زيرين خورشيد بالا می‌آيد، گرمای خود را ساطع میکند و مجددا در اثر سرد شدن به درون خورشيد فرو می‌رود.) و از سطح ستاره توسط تابش الکترومغناطیس به فضا می‌رود.
جالب است بدانید که فوتون تولید شده در هسته خورشید 10⁷ سال وقت لازم دارد تا به سطح برسد. به دلیل اینکه فوتون تولید شده پی در پی جذب شده و باز تولید میشود. اما نوترینو میتواند بدون برهمکنشی از هسته به سطح برسد و خارج شود. بنابراین نوترینو میتواند حاوی اطلاعاتی ارزشمند از داخل ستاره باشد اما به دلیل برهمکنش بسیار ضعیف گیر انداختن این ذرات بسیار سخت است.
🆔 @Physics3p
تعادل هیدرواستاتیک:
بر اساس مشاهدات شعاع یک ستاره ثابت است. میدانیم که جرم داخلی ستاره بسیار زیاد است و نیروی گرانشی بزرگی بر سطح خارجی ستاره وارد میکند و سعی بر کشیدن آن به داخل را دارد. اما نیرویی وجود دارد که از این اتفاق جلوگیری میکند و اجازه نمی‌دهد گرانش ستاره را منقبض کند به این نیرو نیروی فشار میگویند.
ستونی به سطح مقطع 1cm² و ارتفاع h∆ روی ستاره در نظر میگیریم. به این ستون نیروی گرانش به طرف داخل وارد میشود. اگر m جرم این ستون، d چگالی و V∆ حجم این بخش باشد:
∆V=∆h×1
m=d∆h
نیروی گرانشی وارد بر این جزء:
F=d∆hg
نیروی ناشی از فشار گاز که در ارتفاع h به سمت بالا بر این بخش وارد میشود (h)P و نیروی ناشی از فشار گاز در ارتفاع h+∆h که به سمت پایین وارد میشود (h+∆h)P می باشد. طبق مشاهدات شعاع یک ستاره مانند خورشید ثابت است نه منقبض میشود و نه منبسط از طرفی میتوانیم به طور کلی برای ستارگان دو نیروی اصلی وارده را گرانش و فشار در نظر بگیریم طبق توضیحات باید این نیرو ها باهم برابر باشند:
P(h)= P(h+∆h)+d∆hg
P(h+∆h)–P(h)/∆h=–dg
درصورتی که h∆ به صفر میل کند حد عبارت برابر میشود با:
dP/dh=–dg
(معادله هیدرواستاتیک ستاره)
با استفاده از این معادله است که میتوان دمای مرکز ستاره را بدست آورد.
🆔 @Physics3p
منبع: اخترفیزیک ستاره ای جلد۳ اریکا بوم-ویتنس
تعبیر کپنهاگی:
کانال فیزیک کوانتوم
اگر معادله شرودینگر را حل کنیم فقط احتمال حضور ذره در مکان را بیان میکند و دقیق مانند مکانیک کلاسیک نیست که بتوانیم با حل معادله مکان دقیق یک متحرک را بدست آوریم. خب این سوال مطرح میشود که قبل از اینکه ذره را مشاهده کنیم و در نقطه ای بیاییم آن ذره کجا بوده است؟
یک دیدگاه وجود داشت که بیان میکرد ذره در همان نقطه ای بوده که آنرا مشاهده کرده ایم که اینشتین طرفدار این پاسخ بود. اما اگر چنین پاسخی برای سوال درست باشد یعنی نظریه مشکل دارد و دقیق نیست چون به جای دادن مکان دقیق ذره به ما فقط احتمال وجود ذره در مکانی را میدهد.
دیدگاه دیگری که وجود دارد این است که ذره در واقع هیچ جای خاصی نبوده. این عمل اندازه گیری بوده که ذره را وادار کرده تا مکانی را اختیار کند. پاسکوال جردن فیزیکدان آلمانی معتقد بود که (مشاهدات نه تنها آنچیزی که در حال اندازه‌گیری است را مختل میکند بلکه آنرا تولید هم میکنیم. ما ذره را وادار میکنیم تا مکان مشخصی را اختیار کند.) این دیدگاه به تعبیر کپنهاگی معروف است. در سال ۱۹۶۴ جان بل این تعبیر را ثابت کرد.
یک ذره به وضوح پیش از اندازه گیری مکان دقیقی ندارد همانطور که موجک های روی دریاچه ندارند. این فرآیند اندازه‌گیری است که مصرانه عدد خاصی را اعلام کرده و نتیجه خاصی را خلق میکند.
معادله شرودینگر
🆔 @Physics3p
منبع: آشنایی با مکانیک کوانتوم گریفیث
📣📣📣
✅قسمت دهم #گرانش منتشر شد
🔹 🔹 🔹
📌 در این قسمت با دکتر سروش شاکری درباره مبحث ذرات بنیادی وپژوهش های آن گفت وگو کردیم
📌 از طریق لینک زیر به تماشای دهمین قسمت از گرانش بنشینید :
✅https://aparat.com/v/v0Ld7
🔹 🔹 🔹
#تلویزیون_اینترنتی_گرانش
#توسعه
#علم_و_فناوری
#آینده_ی_کشور
🆔@GRAVITY_TVshow
📎https://instagram.com/gravitytvshow?igshid=49ziojvrvbk6
اطلاع رسانی 📣📣📣
🔹پخش قسمت دهم گرانش
✍🏻آشنایی مقدماتی با ذرات بنیادی و پژوهش های آن
.
.
.
🗓این قسمت از برنامه 16 شهریور ماه در بستر پخش “ آپارات ” در دسترس همراهان قرار خواهد گرفت.
با تشکر از شما همراهان محترم و فرهیخته
🔹🔹🔹
#تلویزیون_اینترنتی_گرانش
#توسعه
#علم_و_فناوری
#آینده_ی_کشور
🆔 @GRAVITY_TVshow
📎 https://instagram.com/gravitytvshow?igshid=49ziojvrvbk6
#مکانیک_کوانتوم
◾️تولد دوباره قاعده بورن : داستان مرموز ظهور واقعیت فیزیکی از دل ریاضیات انتزاعی کوانتومی
# قسمت سوم
@Physics3p
در قسمت های قبل داستان تولد دوباره قاعده بورن کمی از تاریخچه‌ی آن صحبت کردیم و پس از آن به سراغ پژوهش جدیدی رفتیم که سعی کرده این قاعده مرموز را دوباره از نو بنا کند. درلابه‌لای این بحث، دوباره به چالش بزرگ اندازه گیری برخوردیم. در این قسمت، می‌خواهیم کمی بیشتر در مورد این چالش و ارتباطش با قاعده بورن صحبت کنیم، جایی که پای تفسیر جنجالی چندجهانی به میان می‌آید. درک اندازه گیری به کمک قاعده بورن، انگیزه‌ای است که افراد زیادی را ترغیب کرده تا به جای آموختن و پذیرفتن، تلاش کنند آن را توضیح دهند. یکی از جالب‌ترین تلاش‌ها در این زمینه که توسط ریاضی دان آمریکایی، اندرو گلیسون (Andrew Gleason) در سال ۱۹۵۷ انجام شد، نشان داد که قاعده بورن از برخی اجزای دیگر ساختار ریاضی استاندارد مکانیک کوانتومی پیروی میکند: به عبارت دیگر، این قاعده، بسته‌ای فشرده‌تر از چیزی است که در ابتدا به نظر می‌رسید. با این وجود گلیسون فرض میکند برخی جنبه‌های کلیدی فرمالیسم ریاضی برای ارتباط حالات کوانتومی به نتایج یک اندازه گیری خاص، لازم هستند. یک رویکرد بسیار متفاوت برای بدست آوردن قاعده بورن، بر تفسیر بحث‌برانگیز چند جهانی مکانیک کوانتومی تکیه میکند. چند جهانی، تلاشی برای حل معمای اندازه گیری های کوانتومی با این فرض است که به جای انتخاب فقط یکی از چند نتیجه‌ی ممکن، همه‌ی آنها در جهان‌های متفاوتی که از جهان ما جدا شده‌اند (یا شکافته شده‌اند)، وجود دارند. در اواخر دهه‌ی ۱۹۹۰، یکی از مدافعان چندجهانی به نام دیوید دوچ (David Deutsch) ادعا کرد که احتمالات قطعی کوانتومی، دقیقا چیزهایی هستند که یک مشاهده‌گر سلیم برای پیش‌بینی، نیاز دارد؛ استدلالی که میتواند برای بدست آوردن قاعده بورن استفاده شود. در ضمن، لو ویدمن (Lev Vaidman) از دانشگاه تل‌آویو و به طور مستقل سین کارول (Sean Carroll) و چارلز سبنز (Charles Sebens) از کلتک پیشنهاد کردند که قاعده بورن تنها قاعده‌ای است که احتمالات درست را در یک بس‌‌گیتی چند جهانی، در لحظه‌ای پس از آنکه یک شکافتگی رخ داده، اما قبل از اینکه مشاهده‌گری نتیجه‌ی اندازه گیری را ثبت کند، بدست میدهد. در آن لحظه، مشاهده‌گران هنوز نمی‌دانند در کدام شاخه از جهان قرار دارند، اما کارول و سبنز استدلال کردند «راهی منطقی برای حدس نتایج در چنین مواردی وجود دارد که مستقیما منجر به قاعده بورن میشود». تصویر چندجهانی هم، مشکلات خودش را دارد، اما حداقل این مسئله را که اگر هر نتیجه‌ی ممکنی، به طور قطع بدست آید، اصلا «احتمال» چه معنایی میتواند داشته باشد را ندارد. گالی میگوید:
"تفسیر چند جهانی به تعمیر اساسی بسیاری از مفاهیم و شهودات بنیادی نیاز دارد."
علاوه بر این، برخی میگویند راه منسجمی برای ارتباط یک مشاهده گر قبل از یک شکافتگی، به همان مشاهده‌گر پس از آن، وجود ندارد و بنابراین به صورت منطقی واضح نیست که کاربرد قاعده بورن برای اینکه یک مشاهده‌گر قبل از رویداد، چیزی را پیش‌بینی کند، به چه معناست. به همین دلیل،استخراج‌های چندجهانی قاعده بورن به طور گسترده پذیرفته نمی‌شوند. اکنون ماسانس و همکارانش استدلالی کرده‌اند که به فرضیات گلیسون نیازی ندارد. آنها نشان می‌دهند در حالیکه این قاعده، معمولا به عنوان یک افزودنی به اصول موضوعه‌ی مکانیک کوانتومی، اضافه میشود، وقتی اندازه گیری ها، نتایج منحصربفرد تولید می‌کنند، قاعده بورن از خود آن اصول پیروی میکند. این بدان معناست که اگر وجود حالات کوانتومی را در کنار تجربه‌ی کلاسیکی (فقط یکی از آنها واقعا مشاهده میشود) داشته باشیم، راهی جز مربع کردن تابع موج برای ارتباط این دو نداریم. ماسانس میگوید:
"پژوهش ما نشان میدهد که قاعده بورن، نه تنها یک حدس خوب است، بلکه تنها حدس منطقی سازگار است."
@Physics3p
🔳 قسمت دوم را از "اینجا" مطالعه کنید.
🌐 منبع :
دیپ لوک، مترجم ناهید سادات ریاحی
#فیزیک_کوانتوم
◾️منابع گذرای فراکهکشانی؛ مشاهدات پرتو ایکس
@Physics3p
➖قسمت پایانی
در این مقاله راجع به اهمیت مشاهدات پرتوایکس در پاسخ به چند سؤال کلیدی در اخترفیزیک می‌پردازیم:
۳.بلازارها به عنوان منابع تولیدکننده‌ی نوترینوها: در سال ۲۰۱۷ یک نوترینوی پرانرژی در رصدخانه‌ی آیس‌کیوب آشکار شد که با مشاهدات دنبال‌گر در زمینه‌های مختلف، به حضور یک بلازار فعال پی بردیم (به دو مقاله‌ای که قبلا در اسطرلاب نوشتیم رجوع کنید: ۱ و ۲). بلازارها درواقع سیاهچاله‌های ابرپرجرم فعالی هستند که جت‌هایی از ذرات و نور ساطع می‌کنند که جهت آنها به سمت زمین است و برای همین فوران آنها از روی زمین قابل مشاهده است. مطالعه‌ی این منابع در محدوده‌ی پرتوایکس، مدل‌های توزیع طیفی انرژی را تا حد بسیار خوبی محدود میکند و در شناخت ما از واکنش‌های ذرات در منبع نقش بسزایی دارند. تلسکوپ‌های پرتوایکسی که در زمان بسیار کوتاهی می‌توانند به پیغام کشف نوترینوها واکنش نشان دهند و به مشاهده‌ی آن بخش از آسمان بپردازند، از جمله، ماهواره‌ی سوییفت، بسیار مفیدند.
۴. ابرنواخترها: برای اینکه بفهمیم ستاره‌های پرجرم چگونه می‌میرند و اجداد ابرنواخترها با مقدار کم هیدروژن چه هستند، به مشاهدات پرتوایکس نیز نیاز داریم.
۵. ادغام ستاره‌ی نوترونی و پس‌تاب فوران پرتوگامای کوتاه: جریان‌های نسبیتی که پس از ادغام ستاره‌های نوترونی رخ می‌دهند چه منشایی دارند و ماهیت جسم فشرده‌‌ی پس از ادغام چیست؟ ادغام دو ستاره‌ی نوترونی و یا یک ستاره‌ی نوترونی با یک سیاهچاله از پرانرژی‌ترین فرآیندهای شناخته‌شده در عالم‌اند که از منابع مهم تابش امواج گرانشی هستند. این سیستم‌ها همچنین محل اصلی تولید عناصر سنگین در عالم به حساب می‌آیند. مشاهدات پرتوایکس نقش مهمی در شناخت منشا جریان‌های ناشی از ادغام‌ها دارند. از مزایای این مشاهدات، میتوان به شناخت ساختار و جهت زاویه‌ی جت نسبت به ما، تخمین فاصلهی سیستم دوتایی، و مطالعه‌ی فیزیک موتور مرکزی سیستم اشاره کرد. دقت زاویه‌ای تلسکوپ‌های پرتوایکس در این مطالعات اهمیت زیادی دارند چرا که این سیستم‌ها با آشکارسازهای امواج گرانشی فعلی، از فواصل حدود ۲۰۰مگاپارسک قابل آشکارسازیند و برای تفکیک منابع به دقت زاویه‌ای بالایی نیاز است.
علاوه بر سؤالات بالا، همواره به دنبال کشف منابع جدید و ناشناخته هستیم و مشاهدات پرتوایکس در سال‌های اخیر تعداد زیادی منبع جدید کشف کرده‌اند. تلسکوپ‌های سوییفت، XMM-Newton، و چاندرا در دهه‌ی گذشته نقش اصلی در کشف‌های مذکور داشته‌اند. در دهه‌ی بعدی ماموریت‌های جدید با تکنولوژی‌های مدرن آشکارسازی و آینه‌های پرتوایکس، برنامه‌ریزی شده و امیدواریم که موارد مذکور در این مقاله را بتوانیم با جزییات دقیق‌تری مطالعه کنیم و در انتظار کشف‌های جدید باشیم.
@Physics3p
🔳 قسمت اول را از " اینجا" مطالعه
🌐 منابع:
برداشت از سایت نجوم و کیهان شناسی اسطرلاب
عنوان اصلی مقاله: X-ray follow-up of extragalactic transients
نویسندگان: E. Kara, R. Margutti, A. Keivani, et al
*لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/abs/1903.05287
#گردآوری: آزاده کیوانی، محقق و مدرس دانشگاه کلمبیای نیویورک ، پژوهشگر در زمینه‌ی اخترفیزیک پیام‌رسان‌های چندگانه و نوترینوها و امواج گرانشی ، عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube،
پژوهشگر اسبق پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا و عضو تیم تحقیقاتی AMON
✅ تلسکوپ هابل دوباره فعال شد‼️
سازمان فضایی آمریکا ناسا اعلام کرد ساعاتی پیش توانسته کامپیوتر پشتیبان تلسکوپ هابل را روشن کند و به این ترتیب تلسکوپ هابل دوباره فعال شده است.
منبع رسمی خبر:
https://www.nasa.gov/feature/goddard/2021/operations-underway-to-restore-payload-computer-on-nasas-hubble-space-telescope
🆔 @Physics3p
چرا می گوییم نور ماهیت ذره ای دارد؟
3) اثر کامپتون:
در سال ۱۹۲۳ کامپتون قاطع ترین تایید جنبه ی ذره ای تابش را فراهم کرد. او با پراکنده کردن پرتو های 𝑋 توسط الکترون های آزاد دریافت که طول موج امواج پراکنده شده بیشتر از طول موج تابش فرودی است. مطابق فیزیک کلاسیک باید طول موج تابش فرودی با تابش پراکنده شده برابر باشد. از نظر فیزیک کلاسیک چون انرژی پرتو 𝑋 خیلی بیشتر از آن است که توسط یک الکترون آزاد جذب شود بنابراین پرتو 𝑋 فرودی یک میدان الکتریکی نوسانی ایجاد میکند و الکترون را وادار به نوسان با همان بسامد میکند و الکترون نوری با همان بسامد ( و طول موج) اما با شدتی که متناسب با شدت تابش فرودی است گسیل میکند. ( بسامد نوری که الکترون گسیل میکند با بسامد نوسان ذره برابر است.)
هیچکدام از این پیش بینی های فیزیک کلاسیک با آزمایش سازگار نبود. یافته های تجربی کامپتون نشان میداد که طول موج تابش پراکنده شده به اندازه 𝝀∆ بزرگتر از طول موج تابش فرودی است و 𝝀∆ فقط به زاویه پراکندگی بستگی دارد. کامپتون تنها با استفاده از این فرض که تابش فرودی به صورت جریانی از ذرات (فوتون) که با الکترون ها برخورد کشسان دارند توانست مشاهدات خود راتوجیه کند. کامپتون با استفاده از قوانین برخورد کشسان (پایستگی انرژی و تکانه) به رابطه
𝛥𝜆=2𝜆c sin²(𝛉/2)
دست یافت که در آن 𝜆c (طول موج کامپتون) یک مقدار ثابت است و رابطه نشان میدهد که 𝛥𝜆 فقط به زاویه پراکندگی پرتو بستگی دارد.
🆔 @Physics3p
چرا می‌گوییم نور ماهیت ذره ای دارد؟
1)تابش جسم سیاه:
🆔 @Physics3p
جسم سیاه، جسمی است که تمام تابش فرودی را جذب میکند. هنگامی که یک جسم گرم میشود الکترون ها در سطح آن به نوسان در می‌آیند و امواج الکترومغناطیس تابش می‌کنند که شدت این تابش به دما و بسامد تابش بستگی دارد. در صورتی که جسم و محیط هم دما باشند جسم در تعادل گرمایی است و همان میزان انرژی که جذب میکند را تابش میکند. بنابراین جسم سیاه یک جذب کننده و یک تابش کننده‌ی کامل است.
داده های تجربی نشان میدادند که چگالی انرژی تابشی فقط به دمای جسم مربوط است و هیچ وابستگی به ترکیب شیمیایی و شکل جسم ندارد. در سال ۱۸۷۹ استفان به طور تجربی رابطه ای برای آهنگی که جسم انرژی را از طریق تابش الکترومغناطیس گسیل میکند ارائه داد. در سال ۱۸۹۴ وین با استفاده از ترمودینامیک و قانون استفان رابطه ای برای چگالی انرژی تابشی برحسب بسامد نور گسیل شده و دمای جسم ارائه داد. اگرچه فرمول وین برای بسامد های بالا بسیار دقیق و خوب است اما در بسامد های پایین با ناکامی رو به رو میشود.
در سال ۱۹۰۰ ریلی و جینز بر روی طبیعت تابش الکترومغناطیس درون کاواک(۱) متمرکز شدند. آنها تابش را متشکل از موج های ایستاده‌ای با گره هایی روی سطح فلز در نظر گرفتند. هر موجی که از سطح داخلی جسم گسیل میشود به دیواره های دیگر برخورد میکند و بازتاب میشود. موج تابیده شده با موج بازتابیده امواج ایستاده ای را تشکیل می‌دهند.(شکل فرضی در پایین متن) با محاسبه تعداد کل این امواج ایستاده و ضرب آنها در انرژی میانگین کل که برای تمامی امواج این سیستم برابر است و با تقسیم بر حجم کاواک انرژی تابشی در واحد حجم (چگالی انرژی تابشی) بدست می‌آید.
این قانون در بسامد های پایین به خوبی عمل میکند اما در بسامد های بالا با داده های تجربی سازگار نیست. در صورتی که مقدار بسامد زیاد شود انرژی تابشی به سمت بینهایت می‌رود و این یعنی کاواک داری مقدار نامتناهی انرژی است که غیرمنطقی است. که به فاجعه فرابنفش معروف است.
پلانک در سال ۱۹۰۰ با فرض اینکه تبادل انرژی بین تابش و ماده به صورت گسسته باشد ( برخلاف فرض ریلی که موج ایستاده میتواند هر مقدار پیوستار انرژی را مبادله کند) از فاجعه فرابنفش اجتناب کرد. انرژی تابشی با بسامد f گسیل شده توسط ذرات درحال نوسان باید به صورت مضارب صحیح hf ( که 𝒉 ثابت پلانک می‌باشد) باشد.
(۱) کاواک: یک جسم توخالی، یا یک چهار دیواری که تنها سوراخ کوچکی برای ورود یا خروج تابش نور دارد تقریب خوبی برای یک جسم سیاه است. هر تابشی که از این سوراخ وارد حفره شود، بینهایت بار به همه سو بازمی‌تابد. این بازتابش‌های پی‌درپی بر دیواره‌های داخلی جسم سرانجام سبب جذب شدن آن میشود.
🆔 @Physics3p
#فیزیک_کوانتوم
◾️تولد دوباره قاعده بورن، (داستان مرموز ظهور واقعیت فیزیکی از دل ریاضیات انتزاعی کوانتومی)
# قسمت دوم
@Physics3p
➖معما کجاست؟
شرودینگر در سال ۱۹۲۵، معادله‌اش را به عنوان توصیفی از پیشنهادی که لویی دوبروی، سال گذشته‌اش مطرح کرده بود (مبنی بر اینکه ذرات کوانتومی می‌توانند مانند امواج رفتار کنند)، نوشت. معادله‌ی شرودینگر، یک تابع موج به یک ذره نسبت میدهد (که با علامت Ψ {بخوانید سای} نمایش داده میشود) به گونه‌ای که با آن میتوان رفتار آینده‌ی ذره را پیش‌بینی کرد. تابع موج، یک عبارت ریاضی محض است و مستقیما به هیچ چیز قابل مشاهده‌ای ارتباط نمی‌یابد. پس سوال این بود: چگونه باید آن را به ویژگی‌هایی که مشاهده‌پذیرند، ربط داد؟ شرودینگر نخست، فرض کرد که بزرگی تابع موج در برخی نقاط فضا با چگالی ذره‌ی کوانتومی در آن نقطه، متناظر است.اما بورن استدلال کرد که بزرگی تابع موج به احتمال مربوط است یا به طور دقیق‌تر، بزرگی تابع موج با احتمال اینکه ذره را پس از اندازه گیری،در آن مکان پیدا کنید، متناظر است. بورن در سخنرانی جایزه‌ی نوبلش در سال ۱۹۵۴ ادعا کرد این ایده، تعمیمی از داستان فوتون‌هاست که در سال ۱۹۰۵ توسط اینشتین پیشنهاد شده بودند. بورن گفت، اینشتین مربع بزرگی موج نوری را به عنوان چگالی احتمال رخداد فوتون‌ها تفسیر کرده بود. این مفهوم می‌توانست در مورد تابع موج هم به کار رود. اما شاید این دلیل، یک توجیه پس‌رفتی بوده است. بورن اول فکر کرد که بزرگی سای، این احتمال را میدهد، اما به سرعت، نظرش را عوض کرد و تصمیم گرفت مربع سای (یا مربع مقدار مطلقش)، احتمال مورد نظر را بدهد. اما سریعا معلوم نشد کدامیک از این دو، درست است. متئوس آراجو (Mateus Araújo) نظریه‌پرداز کوانتومی دانشگاه کُلن آلمان میگوید:
"واقعا زشت است که نمی‌دانیم این قاعده چرا کار میکند، اما میدانیم اگر آن را دور را بیندازیم، نظریه کوانتومی، از هم می‌پاشد"
به هر حال، این خودسری قاعده بورن شاید کمترین چیز عجیب در مورد آن باشد. در بیشتر معادلات فیزیکی، متغیرها به ویژگی‌های عینی سیستمی که توصیف می‌کنند، اشاره دارند: مثلا جرم یا سرعت اجسام در قانون حرکت نیوتون، اما در مورد قاعده بورن، از این خبرها نیست؛ تابع موج، یک ویژگی عینی نیست. در واقع، واضح نیست که آیا تابع موج، چیزی در مورد ماهیت کوانتومی خودش میگوید یا نه، مثلا اینکه در هر لحظه از زمان، کجاست؟ در عوض تابع موج به ما میگوید اگر انتخاب کنیم که ببینیم، چه چیزی خواهیم دید. به نظر می‌رسد تابع موج، جهت اشتباهی دارد: نه به سمت سیستم در حال مطالعه، بلکه به سمت تجربه‌ی آزمایشگر از آن. چیریبلا میگوید:
"چیزی که نظریه‌ی کوانتومی را معماگونه میکند، قاعده بورن به معنای راهی برای محاسبه‌ی احتمالات نیست، بلکه این حقیقت است که نمی‌توانیم اندازه گیری ها را با معلوم کردن ویژگی‌های از پیش موجود سیستم، تفسیر کنیم."
مورد دیگر اینکه، دستگاه ریاضی بدست آوردن این احتمالات، فقط زمانی میتواند نوشته شود که شما تصریح کنید چگونه دارید به سیستم نگاه می‌کنید. اگر اندازه گیری متفاوتی انجام دهید، ممکن است احتمالات متفاوتی را نیز محاسبه کنید، حتی با وجود اینکه به نظر می‌رسد در حال اندازه گیری همان سیستم در دفعات مختلف هستید. این همان دلیلی است که نشان میدهد چرا تجویز بورن برای تبدیل توابع موج به نتایج اندازه گیری، تمام آن ماهیت متناقض نظریه کوانتومی را در خود دارد: این حقیقت که ویژگی‌های مشاهده‌پذیر اشیای کوانتومی به شیوه‌ای احتمالاتی از خود عمل اندازه گیری ظهور می‌کنند. کابلو میگوید:
"اصل موضوعه‌ی بورن در مورد احتمال، جایی است که دقیقا معما در آن نهفته است.بنابراین اگر می‌توانستیم بفهمیم قاعده بورن از کجا می‌آید، می‌توانستیم بفهمیم مفهوم ترسناک اندازه گیری در نظریه کوانتومی، واقعا به چه معناست!"
@Physics3p
🔳 قسمت اول را از " اینجا" مطالعه کنید
🌐 منبع :
دیپ لوک، مترجم ناهید سادات ریاحی
