9812
📷 پیج رسمی اینستاگرام: https://www.instagram.com/quantum.physics3p 👥 گروه فیزیک: https://t.me/+78Sx2BpWbDk0Yzhk تبادل و تبلیغات: @matin_mf
🔷 کدری و عمق اپتیکی (قسمت دوم)(قسمت پایانی)
از ترکیب معادلات مربوط به قسمت اول در می یابیم که میزان کاهش شدت پرتو هایی که از میان عمق اپتیکی τ عبور می کنند تا به ناظر برسند، برابر است با:
Iλ = Iλ0.e^(-τ) *
که در آن I شدت پرتو بعد از عبور از گاز و I0 شدت پرتو قبل از عبور از گاز می باشد.
بنابراین اگر عمق اپتیکی در نقطه ی شروع حرکت پرتو τ=1 باشد، قبل از این که پرتو سطح ستاره را ترک کند شدتش با ضریب e^-1، کاهش می یابد.
عمق اپتیکی را می توان تعداد مسافت های آزاد میانگینی که در امتداد مسیر پرتو، از مکان اولیه تا سطح ستاره طی می شود هم تعریف کرد. البته، در شرایط جذب خالص، صرف نظر از مسیر حرکت پرتو، شدت آن به طور نمایی کاهش می یابد اما ما تنها پرتو هایی را می توانیم ببینیم که به سمت ما حرکت می کنند و این به خاظر τ=0 در سطح جو است.
برای پرتو نوری که از حجمی از گاز عبور می کند، اگر τ>>1 باشد؛ گفته می شود که گاز از لحاظ اپتیکی ضخیم است و اگر τ<<1 باشد؛ گفته می شود که گاز از لحاظ اپتیکی نازک است. از آنجا که عمق اپتیکی با تغییر طول موج تغییر می کند، ممکن است گاز در یک طول موج خاص از لحاظ اپتیکی ضخیم و در طول موجی دیگر از لحاظ اپتیکی نازک باشد. برای مثال، جو زمین در طول موج های مرئی از لحاظ اپتیکی، نازک (می توانیم ستاره ها را ببینیم) و در طول موج های پرتو x ضخیم است.
همانطور که می دانید، به علت جذب بخشی از نور در جو زمین مقادیر اندازه گیری شده از شار تابشی و قدر ظاهری ستاره، باید تصحیح شوند. شکل، پرتوی نوری با شدت Iλ0 را نشان می دهد که با زاویه ی θ وارد جو زمین شده و به سوی دهانه ی تلسکوپی، بر روی سطح زمین در حرکت است. تلسکوپ شدت این نور را Iλ برآورد می کند. حال می خواهیم مقدار Iλ0 را تعیین کنیم. اگر در محل تلسکوپ τ=0 در نظر بگیریم و h ارتفاع جو زمین باشد، عمق اپتیکی پرتو نوری که از میان جو گذشته است را می توان با استفاده از معادله ی آخر قسمت قبل به دست آورد.
با به کار گیری ds = -dz/cosθ = -secθ dz (در اینجا dz تغییرات ارتفاع و ds تغییرات مسافت می باشد.) به معادلات موجود در تصویر خواهیم رسید.
در این رابطه τλ0 عمق اپتیکی فوتون در راستای حرکت عمودی (θ=0) است. با جایگزین کردن این مقدار در معادله ی *، شدت نوری که تلسکوپ در یافت می کند چنین بدست می آید:
Iλ = Iλ0.e^(-τλ0.secθ)
در این معادله دو مجهول وجود دارد: Iλ0 و τλ0، هیچ کدام از این دو مجهول را نمی توان تنها در یک بار رصد تعیین کرد. با گذشت زمان و وقتی زمین دور محور خود می پرخد، زاویه ی θ تغییر می کند. این تغییر نموداری نیمه لگاریتمی از مقادیر مختلف شدت Iλ را به عنوان تابعی از secθ در اختیار می گذارد. همانطور که در شکل سمت چپ تصویر نشان داده شده شیب خط بهترین برازش برابر با -τλ0 است. برون یابی این خط تا secθ = 1 و در نقطه ای که خط محور Iλ را قطع می کند؛ مقدار Iλ0 را به دست می دهد. با این روش یعنی لحاظ کردن اثر جذب می توان مقادیر شدت ویژه یا شار تابشی در جو زمین را تصحیح کرد.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
🔷 کدری و عمق اپتیکی (بخش اول)
🔸کدری
یک دسته از پرتو های موازی نور را که از میان توده ای از گاز حرکت می کنند ، در نظر بگیرید. به هر فرآیندی که منجر به حذف فوتون ها از یک باریکه ی پرتو نور شود، اصطلاحا جذب می گوییم. در این جا، جذب شامل پراکندگی فوتون ها (مثل پراکندگی کامپتون) هم می شود. در جذب واقعی، فوتون ها توسط الکترون های اتم (در گذار رو به بالا)، جذب می شوند. توجه داشته باشید که در گاز های به قدر کافی سرد ممکن است بین سطوح انرژی مولکولی، گذار هایی رخ بدهد که باید آن ها را هم جزو فرآیند حساب کنیم.
زمانی که پرتو نوری با طول موج λ از میان توده ای از گاز عبور می کند تغییری به اندازه ی dI در شدت پرتو، دیده می شود. میزان این تغییر به شدت اولیه یرتو (I)، مسافت طی شده در گاز (ds)، و چگالی گاز (ρ)، بستگی دارد. به عبارت دیگر:
dI = -κ.ρ.I.ds
مسافت s، در امتداد مسیری اندازه گیری می شود که پرتو نور تابیده است. علامت منفی در این معادله نشان می دهد که در طول مسیر، شدت پرتو تحت فرآیند جذب فوتون ها، کاهش می یابد. در عبارت جبری فوق، کمیت κ کدری یا ضریب جذب نامیده می شود و λ که به صورت زیروند هم به آن اضافه می شود، نشان دهنده ی وابستگی کدری به طول موج است. به عبارت دیگر کدری، سطح مقطع فوتون های جذب شونده با طول موج λ در واحد جرم مواد ستاره ای است که با واحد m^2 kg^-1 سنجیده می شود. در کل، کدری گاز، تابعی از ترکیب شیمیایی، چگالی و دمای ستاره است.
🔹عمق اپتیکی
مسافت مشخصه ی L برای فوتون های پراکنده شده، با همان مسافت آزاد میانگین فوتون، به شکل زیر می باشد:
L = 1/kρ = 1/nσ
که در این رابطه σ سطح مقطع فوتون و n چگالی عددی می باشد. در این رابطه kρ و nσ کسر فوتون های پراکنده شده، به ازای هر متر مسافت طی شده هستند.
توجه داشته باشید که مسافت آزاد میانگین برای فوتون هایی با طول موج های مختلف متفاوت است.
تعریف کاربردی دیگر که در این جا عمق اپتیکی(Optical depth) τ، است که در راستای انتشار پرتو های نور تعریف می شود:
dτ = -κρds
در این معادله s مسافتی است که فوتون در امتداد مسیرش حرکت می پیماید (زمانی که نور یک ستاره را مشاهده می کنیم، در اصل به مسیری که فوتون ها طی کرده اند تا به ما برسند، نگاه می کنیم). تفاوت عمق اپتیکی، بین موقعیت اولیه ی (s=0) پرتو نور با موقعیت نهایی آن پس از طی مسافت s، برابر است با معادله ی اول تصویر.
توجه داشته باشید که در داخل ستاره Δτ<0 است، زیرا نوری که به چشم ناظر می رسد از ماده ای با عمق اپتیکی کاهنده عبور می کند. در بیرونی ترین لایه های ستاره، که پس از آن نور بدون مانع به زمین می رسد، برای تمام طول موج ها τ = 0 است. با توجه به تعریف؛ از معادله اول در تصویر عمق اپتیکی اولیه برای پرتو نوری که مسافت s را پیموده و به سطح ستاره رسیده است، به صورت معادله دوم و سوم تصویر به وجود می آید.
در این جا اندیس صفر τλ را که نشان دهنده ی عمق اپتیکی موقعیت اولیه ی پرتو نور ( جایی در داخل ستاره با فاصله ی s از سطح جو) است؛ حذف کرده ایم.
🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"
🆔@physics3p
🌍 ساختار جوی زمین و مقیاس ارتفاع
جو زمین لایه لایه شده است. تروپوسفر (Troposphere) با چگالی زیاد و شکل کاملا مرکب، جو نزدیک سطح زمین است که بیشترین هوا در آن قرار دارد. همانطوری که کوه های بلند با قله برفی نشان می دهد، دما به طور یکنواخت با افزایش ارتفاع کاهش می یابد تا اینکه در 15 کیلومتری به تراپوپاز (Tropopause) می رسیم. سپس دما اندکی در استراتوسفر (Stratosphere) رقیق و آرام، زیاد می شود که تا لایه 40 کیلومتری مزوسفر (Mesosphere) ادامه دارد. دومین دمای کمینه نزدیک 90 کیلومتری (حدود 190k) اتفاق می افتد و سپس دما به طور یکنواخت از ترموسفر (Thermosphere) (90 تا 250 کیلومتر) تا نزدیک 1500 تا 2000 درجه کلوین در پای اگزوسفر (Exosphere) افزایش می یابد. اگزوسفر ناحیه ای را مشخص می کند که جو می تواند به فضا فرار کند.
چگالی جر در تروپوسفر سریعا کاهش می یابد و سپس در ارتفاعات مرتفع بیشتر به تدریج کم می شود، نوع کاهش به صورت یک تابع نمائی است. جو زمین در تعادل است، بنابراین از رابطه تعادل هیدرواستاتیکی پیروی می کند. فرض کنید که جو، یک گاز ایده آل است، بنابراین از معادله حالت پیروی می کند:
P = nkT
که در آن n=ρ/m. در اینجا n چگالی عددی (N/m^3)، ρ چگالی جرمی (kg/m^3) و m جرم مولکولی متوسط گاز جو (در واحد های جرم های هیدروژنی) است. بنابراین:
P = ρkT/m => ρ = mP/kT
عبارت فوق را به جای ρ در معادله تعادل هیدرواستاتیکی جایگزین می کنیم:
dP/dr = -(mP/kT)(GM/r^2)
یا
dP/P = -(m/kT)(GM/r^2)dr
حال یادآور می شویم که:
g(r) = GM(r)/r^2
که شتاب ناشی از گرانش در فاصله r از مرکز زمین و M جرم زمین در شعاع r است. پس:
dP/P = -g(r)(m/kT)dr
و اگر از این معادله از r0 تا r انتگرال بگیریم، داریم:
p(r)/P(r0) = exp[-g(m/kT)(r-r0)]
که در آن g و T و m تقریبا در گستره r تا r0 ثابت فرض شده اند. اکنون تعریف می کنیم r-r0 = h، ارتفاع بالای سطح و H= kT/gm = constant به عنوان مقیاس ارتفاع است، در این صورت:
P(r) = P(r0) exp(-h/H)
که r هر ارتفاعی بالای سطح مرجع r0 است. این رابطه معادله فشار سنجی نامیده می شود. این معادله برای نواحی جر سیاره ای که دما و وزن مولکولی متوسط سریعا تغییر نکنند به کار می رود. توجه کنید که H، مقیاس ارتفاع، واحد طول دارد و آن فاصله ای در جو در جهت حرکت رو به بالاست که فشار با نسبت e^-1 کاهش می یابد. در سطح زمین H= 8km و بنابراین فشار (و چگالی) در ارتفاع 8 کیلومتری تقریبا e^-1، یعنی 2.7 مرتبه کمتر از سطح زمین است.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🎦 آیا قوانین فیزیک مخلوق بشر هستندیا ماهیتی واقعی دارند؟
💢آیا قوانین فیزیک نشانه وجود خالق در جهان است؟
💢قوانین فیزیک ناشی از ذهن هستند یا واقعیتی بیرونی دارند؟
🔵 پروفسور دایسون توضیح میدهد.
🆔 @Physics3p
در یکی از اولین عکس‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب، دانشمندان موفق شدند جسم ناشناخته قبلی GLASS-JWST-BD1 را شناسایی کنند. این یک کوتوله قهوه ای از کلاس طیفی T8-T9 است که حدود 0.03 جرم خورشیدی (30 جرم مشتری) دارد.
کوتوله قهوه ای GLASS-JWST-BD1 در فاصله 2100 سال نوری از ما قرار دارد. این در عکسی به سمت خوشه کهکشانی Abell 2744 در فاصله 4 میلیون سال نوری از ما کشف شد. کوتوله‌های قهوه‌ای سرد خیلی روشن نمی‌درخشند و مشاهده آنها به یک ابزار مادون قرمز قدرتمند نیاز دارد. بنابراین تلسکوپ JWST قدرت خود را در این زمینه نشان می دهد.
کوتوله قهوه ای جرمی است که برای یک سیاره بیش از حد جرم دارد و در عین حال به اندازه کافی برای یک ستاره جرم ندارد. معمولاً به جرمی بین ۱۳ تا ۸۰ جرم سیاره مشتری می رسد. بر خلاف ستارگان، آنها تحت یک واکنش گرما هسته ای قرار نمی گیرند که در آن اتم های هیدروژن و سایر عناصر با هم ترکیب شوند.
در کوتوله های قهوه ای حجیم تر، همجوشی دوتریوم یا سوزاندن لیتیوم ممکن است رخ دهد. با این حال، هیچ یک از این واکنش‌ها همجوشی هسته‌ای در نظر گرفته نمی‌شوند که نمونه‌ای از ستارگان است.
ꙮ @news_JWST | کانال خبری وب
🔴 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
🔷 کدری و عمق اپتیکی (قسمت دوم)(قسمت پایانی)
Читать полностью…
یک کشف تاریخی دیگر توسط JWST
.
طیف انتقال سیاره فراخورشیدی غول پیکر گاز داغ WASP-39 b، که توسط طیف‌نگار فروسرخ نزدیک وب در 10 ژوئیه 2022 ثبت شد، اولین شواهد قطعی برای دی اکسید کربن در جو سیاره‌ای خارج از منظومه شمسی را نشان میدهد.
این اولین طیف انتقال دقیقی است که تا به حال گرفته شده است که طول موج های بین 3 تا 5.5 میکرون را پوشش می دهد.
.
Credit: esa Instagram page
.
@physic_fact | مجله فیزیک فکت
🔷 تعادل هیدرواستاتیکی (بخش اول)
شما ممکن است راجع به اینکه چگونه توپی از گاز و پلاسما نظیر یک ستاره در مقابل فروریزش گرانشی یا انبساط آزاد پایدار بماند، تعجب کنید. اضافه بر ان، شما ممکن است از این که چگونه ستارگان و سیارات اولیه نظیر مشتری متشکل از فراوانی عناصر یکسان (حدود 75 درصد هیدروژن، 24 درصد هلیم و 1 درصد سایر گاز ها) می باشند و به چشم کاملا متفاوت می آیند، تعجب کنید.
در اینجا به تعادل هیدرواستاتیکی توجه کنیم. کره ای به جرم M و شعاع R را در نظر بگیرید. تنها نیرو های گرانشی و فشار موجود می باشند. در مورد نیروی آخر، لازم است به خاظر بیاورید که ابعاد فشار نیرو بر واحد سطح می باشد. اگر فشار بین پوسته های نزدیک بهم از مواد در یک ستاره تغییر کند، به پوسته نیرو وارد می شود.
در اینجا در می یابیم که نیروی فشار وارد بر پوسته برابر است با:
Fp = [ Pi - Po ] ΔA
Fp = [ P(r) + (dp/dr) Δr - P(r) ] ΔA =(dp/dr) ΔA
که در آن Po فشار لایه بیرون تر و Pi فشار لایه داخل تر می باشد. علاوه بر آن، جرم داخل فاصله شعاعی r برابر با انگرال از دو طرف تساوی زیر می باشد:
dm =ρ(r) 4πr^2 dr
و این جرم شتابی به ظرف داخل تولید می کند که به صورت زیر داده می شود:
g(r) = GM(r)/r^2
آنگاه نیروی خالص وارد بر یک پوسته برابر است با:
Fnet = Fgrav - Fp
با تقسیم بر Δm- = -ρ(r)ΔrΔA ، معادله حرکت پوسته را پیدا می کنیم:
-(d^2r/dt^2) = g(r) + [ 1/ρ(r) ] (dP/dr)
ستارگان واقعی فیزیکی باسیتی نزدیک مراکزشان دارای چگالی و فشار بیشتری باشند.
▫️معادله آخر به وضوح ضرورت پایداری یک ستاره (یا سیاره، ابر گازی و غیره) را بیان می کند. شتاب یک پوسته هنگامی که نیروی فشار با نیروی گرانشی در تعادل باشد، صفر است. به طور مشاهده ای، اکثر ستارگان کاملا پایدارند. برای مثال، شواهد فسیلی دلالت بر این دارند که تابندگی خورشید حداکثر درطول صد ها میلیون سال ثابت بوده است. به طور کیفی، این پایداری به صورت زیر دیده می شود: اگر نیروی فشار به طور بیرون از ستاره به علت سرد شدن هسته اندکی کم شود، آنگاه نیروی گرانشی سبب می گردد ستاره منقبض شود. از قضیه ویریال، می بینیم که برای تغییرات کوچک، مقدار انرژی پتانسیل زیاد می شود (اما با یک احساس مطلق، کاهش می یابد). بنابراین مقدار انرژی جنبشی زیاد می شود. به علت اینکه دمای یک گاز مقیاسی برای اندازه گیری انرژی جنبشی است، دیده می شود که گاز گرم می شود و نیروی فشار زیاد خواهد شد. حالت عکس وقتی رخ می دهد که هسته ابتدا گرم شود. بنابراین فرآیند خود مختار است و ستاره تمایل دارد کاملا پایدار شود تا چیزی شگرف رخ دهد و تعادل به صورتی جزئی برقرار شود.
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
🔷 شمارش ستاره ای
چگونه می توان به اندازه و مرز های کهکشان پی برد؟ یک روش در این زمینه عبارت است از شمارش ستارگان در جهت های مختلف آسمان. یک توزیع یکنواخت در فضا در نظر می گیریم، جهت هایی که در آنها ستارگان بیشتری مشاهده می شوند، جهت هایی خواهند بود که کهکشان تا فواصل دورتری توسعه دارد. در فاصله r از ناظر، زاویه فضایی(Ω) مساحت A را در بر می گیرد:
Ω = A/r^2
حجم محصور بین r تا فاصله ی دور تر dr عبارت است از:
dV = dA.dr = r^2 drdΩ
اگر n(r) چگالی عددی (تعداد ستارگان بر واحد حجم) در فاصله ی r باشد، آنگاه تعداد ستارگان در این حجم برابر است با:
N(r) = n(r)dV = n(r)r^2.drdΩ
در نظر بگیرید که تمام ستارگان دارای قدر مطلق یکسان M می باشند و n(r) ثابت است. اگر r(m) فاصله ستارگان با قدر ظاهری m باشد، آنگاه:
N(m) = 4/3 πr^3 (m) n
با این همه، برای مطالعه ی تعداد زیادی از ستارگان، بسیار آسان تر است که به جای استفاده از فاصله، از قدر ظاهری آنها استفاده کنیم. فرض کنید که فقط به بررسی ستارگان با قدر مطلق M می پردازیم (مثلا با استفاده از نمونه طیفی، آنها را انتخاب کرده ایم)؛ آنگاه قدر ظاهری و فاصله رابطه زیر را دارند:
m-M = 5logr - 5 => logr = (m-M+5)/5 = 0.2m + constant
r = 10^ (0.2m + constant)
حالا این رابطه را در معادله ی سوم قرار می دهیم تا رابطه ای برای تعداد ستارگان با قدر مطلق معلوم در ناحیه خاصی از آسمان که روشن تر از قدر ظاهری mاند، به دست آوریم:
logN(m) = 0.6m + C
که در آن ثابت C در وابستگی به M، Ω، D مشارکت می کند. این معادله به ما می گوید که با فرض یکنواخت بودن چگالی، تعداد ستارگان در قدر مطلق معلوم و قدر ظاهری m+1، به اندازه 0.6^10 = 3.98 مرتبه بیشتر از تعداد ستارگان قدر ظاهری m است. یک پراکندگی در قدر مطلق می تواند توسط یک تنظیم مناسب در C مجاز باشد.
شمارش های ستاره ای به صورت مستقیم از معادله ی آخر پیروی نمی کنند؛ به دو دلیل: 1- توزیع غیر یکنواخت ستارگان 2- جذب بین ستاره ای
🔺منبع: کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"
🆔@physics3p
❇️ 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
