Quantum Physics

2022-08-05 11:14:30 ‍ 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 باز کردن / نظر دهید

2022-08-02 18:13:17 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 باز کردن / نظر دهید

2022-08-02 17:21:59 ‍ فرایند های پهن کننده ی خطوط طیفی (قسمت اول)

پهن شدگی طبیعی (Natural broadening): حتی خطوط جذبی اتم های منزوی و بی حرکت هم نمی توانند کاملا باریک یا به شدت تیز باشند. طبق اصل عدم قطعیت هایزنبرگ هر چه زمان لازم برای اندازه گیری انرژی کاهش یابد، عدم قطعیت ذاتی افزایش می یابد و از آن جا که الکترون تنها به مدت کوتاه Δt در تراز برانگیخته اش قرار می گیرد، نمی توان مقدار انرژی اوربیتال E را دقیقا تعیین کرد. بنابراین، عدم قطعیت در تعیین انرژی اوربیتال (ΔE) برابر است با:
ΔE = h/2πΔt
(عمر الکترون در تراز پایه نامحدود فرض می شود؛ بنابراین در تراز پایه ΔE= 0 است.)

الکترون ها می توانند گذاری را به/از هر یک از این سطوح انرژی دلخواه تجربه کنند و با عدم قطعیت معینی در طول موج، فوتون را جذب/گسیل نمایند. با استفاده از معادله انرژی فوتون، در میابیم که عدم قطعیت در اندازه گیری طول موج فوتون (به طور تقریبی) برابر است با رابطه اول در تصویر. در این رابطه Δti عمر الکترون در تراز اولیه اش و Δtf عمر الکترون در تراز نهایی است.

محاسبات بیشتر نشان می دهد که پهنای نیم بیشینه ی نمایه ی خطی ناشی از پهن شدگی طبیعی برابر با رابطه دوم در تصویر است که Δt0 زمان مورد انتظار میانگین برای انجام یک گذار مشخص است.

پهن شدگی دوپلری (Doppler broadening): در شرایط تعادل گرمایی، اتم های درون یک گاز که هر کدام دارای جرم m هستند، به طور کاملا تصادفی و با توزیعی از سرعت ها که با تابع توزیع ماکسول-بولتزمن محاسبه می شود حرکت می کنند. طول موج های نور جذب/گسیل شده از اتم های گاز بنابر معادله ی غیر نسبیتی به اندازه ی Δλ/λ = +-I vr I/c با انتقال دوپلری جابجا می شوند. بنابراین پهنای یک خط طیفی که صرفا تحت تاثیر پهن شدگی دوپلری پهن شده باشد، تقریبا برابر است با معادله سوم تصویر.

با تحلیل دقیق تر و لحاظ کردن مسیر های تصادفی اتم ها (نسبت به یکدیگر و نسبت به خط دید ناضر) پهنای نیم بیشینه ی نمایه ی خطی که صرفا ناشی از پهن شدگی دوپلری باشد؛ به صورت معادله چهارم در تصویر بدست می آید.

از آنجا که پهنای نیم بیشینه در نمایه ی خطی ناشی از پهن شدگی دوپلری بسیار بیشتر از پهن شدگی طبیعی است، زمانی که از طول موج مرکزی λ0 به سوی طرفین فاصله می گیریم، عمق خط تحت تاثیر پهن شدگی دوپلری به طور نمایی کاهش می یابد. این کاهش سریع به خاطر دنباله ی نمایی توزیع ماکسول-بولتزمن است. توجه داشته باشید که کاهش شدت پهن شدگی دوپلری در مقایسه با کاهش شدت پهن شدگی طبیعی، بسیار سریع تر رخ می دهد.

در صورتی که توزیع سرعت ذرات سازنده ی توده ای از گازی سنگین از توزیع ماکسول-بولتزمن پیروی کند، انتقال های دوپلری ناشی از حرکات آشفته و بزرگ مقیاس با استفاده از معادله ی چهارم، معادله ی پنجم در تصویر محاسبه می شود که vtrub محتمل ترین سرعت آشوبناک (Turbulent speed) است. تاثیر این آشوبناک بر روی نمایه های خطی به ویژه در جو ستاره های غول و ابر غول، بسیار چشم گیر و پر اهمیت می شود. وجود آشوبناکی در جو این ستار ها، نخستین بار با مشاهده ی پهن شدگی دوپلری بیش از انتظار در طیف برخی از ستاره ها کشف شد.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-08-01 07:41:28 قانون لختی (۱) ذره آزاد، ذره ای است که تحت تأثیر هیچ برهم کنشی نباشد؛ به گفته درست تر، چنین چیزی وجود ندارد، زیرا هر ذرهای تحت تأثیر برهم کنشهای تمام ذرات دیگر دنیا قرار دارد. بنابراین، یک ذرۂ آزاد یا باید کاملا منزوی، و یا تنها ذره موجود در جهان باشد.… باز کردن / نظر دهید

2022-08-01 07:27:41 بشر تا کجای کیهان میتواند سفر کند؟
ابعاد کیهان قابل دسترس چقدر است؟
انرژی خلاء چطور مانع از سفر ما به مرزهای کیهان میشود؟
چرا مرزهای کیهان از دید ما خارج میشوند؟
(دوبله فارسی)


@Physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-07-31 07:33:07 چرا میگوییم جهان گسترده است و نه بینهایت؟

یکی از پارادوکس هایی که در رابطه با قانون گرانش نیوتون برای او بیان شده بود، اینگونه بیان میکرد که چرا با وجود گرانش ستارگان، آنها درهم نمی رمبند؟
نیوتون برای حل این پارادوکس و حفظ قانون نوپای گرانش، اینگونه فرض کرد که پهنای گیتی نامحدود است و هیچ آغازی نداشته و ستارگان در یک سیستم تعادلی بر سر گرانش باهم رقابت می کنند و اینگونه در تعادل باقی میمانند!

اما با گسترش دانش نجوم و فیزیک و کشف انرژی تاریک که ماهیتی ضدگرانشی دارد، این مشکل حل شد.
اما جهان بینهایت و ایستای نیوتون، به جهانی محدود و درحال انبساط مبدل شد.
حال چرا میگوییم جهان و زمان محدود اند و اگر نامحدود بودند چه میشد؟

اگر فرض کنیم زمان و جهان نامحدود بودند، اولین نشانه ی آن نور ستارگان بود!
به این صورت که نور ستارگان، حتی ستارگان دوردست جهان، همواره بسمت ما در جریان بوده و آسمان شب مانند روز روشن بود.
اما محدود بودن پهنه ی گیتی و داشتن نقطه آغاز و انبساط آن، سبب شده تا نور این ستارگان فرصت و سرعت کافی برای رسیدن به ما را نداشته باشند.

@Physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-07-29 18:06:02 دلیل نابرابری ذرات و پاد ذرات:


یکی از پیش بینی های نظریه وحدت بزرگ که سه نیروی الکترومغناطیس، هسته ای ضعیف و قوی را باهم متحد می کند این است که در انرژی های بالا پوزیترون (پادالکترون) می تواند به کوارک تبدیل شود و الکترون می تواند به پاد کوارک تبدیل شود.

در فیزیک سه تقارن P،C و T وجود دارد. تقارن T می گوید که اگر شما جهت حرکت زمان را معکوس کنید قوانین فیزیک تغییری نمی کند. اما جهان اولیه از این تقارن پیروی نمی کند یعنی همانطور که زمان پیش می رود جهان منبسط می شود اما اگر جهت زمان را معکوس کنیم جهان منقبض می شود پس جهان اولیه از تقارن T پیروی نمیکرده.

در اغاز جهان شرایطی که نظریه وحدت بزرگ برای تبدیل الکترون به پاد کوارد و پوزیترون به کوارک پیش بینی می کند وجود داشته. و چون جهان اغازین از تقارن T پیروی نمیکرده پس پوزیترون هایی که به کوارک تبدیل می‌شدند بیشتر از الکترون هایی بوده که به پاد کوارک تبدیل می‌شدند. و این موضوع برابری ذرات و پاد ذرات را برهم ریخته و ما هم اکنون می بینیم که جهانمان وجود دارد اگر این ذرات و پاد ذرات برابر بودند خودشان را نابود می کردند و جهانی ساخته نمی شد.

@Physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-22 18:05:39 اختروش ها (قسمت اول)

در اواخر دهه ی 1950 میلادی، ستاره شناسان رادیویی فهرست های انباشته از منابع رادیویی را که با هیچ شئ مرئی آشنایی مشخص نمی شدند، گردآوری کردند. توماس ماتیوس و آلن ساندیچ در 1960 میلادی که در جستجوی منابع نوری و رادیویی بودند، یک شئی ستاره مانند ضعیف قدر 16 (از این رو شئی شبه ستاره ای یا اختروش نامیده شدند) را در موقعیت شئی رادیویی 3C48 کشف کردند. (3C به معنای سومین فهرست کمبریج است) این شئی دارای طیفی از خطوط نشری پهن بود که امکان شناسایی آن نبود و آن نور فرابنفش بیشتری از یک ستاره ی معمولی رشته اصلی نشر می کرد.

این شئی تا سال 1963 میلادی یک شئی بی نظیر باقی ماند تا این که منبع رادیویی قوی 3C 273 با یک شئی ستاره مانند قدر 13 شناسایی شد. خطوط نشری 3C 273 به همان اندازه ی خطوط نشری 3C 48 معماگونه بودند: آن ها با هیچ یک از خطوط اتمی شناخته شده منطبق نبودند.

اولین جسم شبه ستاره ای که قرمزگرایی طیفی آن شناسایی شد، منبع رادیویی 3C 273 بود. خطوط نشری در طیف 3C 273 یک نظم آشنا را که حاکی از خطوط بالمر هیدروژن است، نشان می دهند، اما به نظر می رسند که به مقدار زیادی به طرف قرمز خطوط بالمر معمولی جابجا شده اند. مارتین اشمیت، آنها را به عنوان رشته های بالمری شناسایی کرد و یک قرمزگرایی z=0.158 را محاسبه نمود. با پذیرش مفهوم مقادیر بزرگ z، سایر خطوط ممکن است شناسایی شوند. جنبه ی برجسته ی این خطوط واقعیتی است که همگی آنها دارای انتقال زیادی به طرف قرمز هستند، به طوری که قرمز گرایی مربوط به این مقادیر z از 0.06 تا بیشتر از 4 است. برای مثال، در بسیاری از موارد خط لیمن که معمولا 121.6nm است، به طرف قسمت مرئی طیف انتقال می یابد.

مشخصه اصلی اختروش ها، قرمزگرایی بسیار بزرگ آنها است. طبیعی ترین توضیح این قرمزگرایی ها یک توصیف کیهان شناختی است: اختروش ها در انبساط جهان شرکت دارند. اگر چنین باشد، قرمزگرایی های بزرگ آنها حاکی از آن است که آنها بسیار دور از ما هستند و باید مقدار انرژی زیادی مصرف کنند. برای مثال، اگر به علت انبساط جهان قرمزگرایی 3C 273 برابر 0.16 باشد، به یک فاصله ی 480Mpc دست می یابیم (از طریق قانون هابل و سرعت انبساط). در این فاصله، برای ظاهر شدن در قدر ظاهری 13، 3C 273 باید تقریبا 40^10 وات یا در حدود 40 برابر درخشان ترین کهکشان ها نشر کند. یک اختروش نمونه در حدود 1000 برابر یک کهکشان مارپیچی معمولی توان تولید می کند، بیشتر آن را در فروسرخ گسیل می دارد.

بنابراین، یکی از سوال های اساسی در مورد اختروش ها این است که چطور می توانند که این مقدار انرژی بالا را تنها در طی چند سال تولید و نشر کنند!

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-21 15:23:26 ☆☆ مدل جدید نظریه ریسمان : جهان ما روی یک حباب، سوار است!

☆ محققان دانشگاه اوپسالا (Uppsala University)، مدل جدیدی طبق نظریه ریسمان برای جهان پیشنهاد کرده‌اند که می‌تواند معمای انرژی تاریک را حل کند. این مقاله جدید که در مجله‌ی Physical Review Letters منتشر شد، مفهوم ساختاری جدیدی را برای جهانی که روی حبابی در حال انبساط در یک بعد اضافی سوار است، پیشنهاد می‌دهد.

خیلی وقت است چشم امید ما به نظریه‌ ریسمان است تا پاسخ این معما را بدهد. بنابر نظریه ریسمان تمام مواد از موجودات ریسمان‌مانند ریزی که در حال ارتعاشند، تشکیل شده‌اند. از طرفی، این نظریه به ابعاد فضایی بالاتری نیاز دارد.

☆ دانشمندان در این مقاله، مدل جدیدی پیشنهاد کرده‌اند که ضمن دربرداشتن انرژی تاریک، جهان را روی یک حباب در حال انبساط در یک بُعد اضافی درنظر می‌گیرد. کل جهان، بر لبه‌ی این حبابِ در حال انبساط جای داده می‌شود. تمام مواد موجود در جهان متناظر با انتهای رشته‌هایی هستند که درون این بُعد اضافی گسترش می‌یابند. محققان نشان می‌دهند که حباب‌های در حال انبساط از این نوع می‌توانند در چارچوب نظریه ریسمان به وجود آیند. امکان دارد حباب‌های بیشتری نسبت به حباب‌های ما وجود داشته باشند که متناظر با جهان‌های دیگر هستند.در حالیکه راه را برای آزمایش نظریه ریسمان نیز هموار می‌کند.

☆☆ آیا فضا مملو از کف کوانتومی است؟

☆ به باور فیزیکدانان کوانتومی، ذرات مجازی بعنوان نوسانات گذرا در تار و پود فضا-زمان وجود دارند؛ مثل حباب های درون کف صابون. «اریک پرلمن» استاد فیزیک و علوم فضایی در مؤسسه فناوری فلوریدا گفت: «حباب های درون کف کوانتومی میلیاردها برابر کوچکتر از هسته اتم بوده و برای کسر بسیار کوچکی از ثانیه دوام می آورند.»
به باور دانشمندان «اگر کف کوانتومی واقعیت دارند، ذرات باید در همه جای فضا حضور داشته باشند. علاوه بر این، چون ذرات از ماهیت موج برخوردارند، امواج نیز باید در همه جا باشند.

☆ اینکه با قاطعیت بگوئیم کف کوانتومی وجود دارد یا ندارد، میتواند در درک ماهیت درست واقعیت بسیار مفید باشد. اما آزمایشات اخیر چیز دیگری می گویند. یکی از راه های محتمل برای بررسی وجود کف کوانتومی، اندازه گیری مدت زمان حرکت فوتون های حاصل از انفجارهای ستاره ای در فواصل طولانی است. اگر فضا-زمان مسطح و ملال آور است، دو فوتون آزاد شده از منبع یکسان باید در زمان یکسانی یک فاصله مشخصی را طی کنند. اما در صورتی که فضا-زمان کفدار باشد، سرعت فوتون با نوسانات و اختلالات اندک کاهش می یابد.

منبع: دیپ لوک | سایت علمی بیگ بنگ



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-20 10:13:00 فرایند های همجوشی هسته ای (قسمت دوم) (قسمت آخر)
چرخه CNO

فرایند دیگری که اغلب در ستارگان سنگین تر و گرم تر رخ می دهد، چرخه CNO می باشد که در دما های بالاتری نسبت به زنجیره PP رخ می دهد. چرخه CNO در ستارگانی که در رشته اصلی از خورشید پایین تر هستند نقشی کم و قابل اغماضی را بازی می کند، اما در ستارگانی که داغ تر از ستارگان F هستند برتری دارد.

چرخه CNO هم هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کند، اما نیازمند یک هسته ی کربن به عنوان یک کاتالیزور است:
12C + 1H → 13N + y
13N → 13C + e+ + v
13C + 1H → 14N + y
14N + 1H → 15O + y
15O → 15N + e+ + v
15N + 1H → 12C + 4He
برای تبدیل چهار پروتون به یک ذره آلفا (هسته هلیوم) تنها کافیست که هر گام در هر چرخه فقط یکبار اتفاق افتد. گام های دوم و پنجم به این دلیل روی می دهند که 13N و 15O ایزوتوپ های ناپایدار عناصر متناظرشان با نیمه عمر های حدود چنج دقیقه هستند (نیمه عمر به مدت زمانی گفته می شود که نصف مقدار اولیه یک ایزوتوپ به شکل هسته پایدارترش تجزیه شود.) چرخه با واکنش بین کربن و هیدروژن آغاز می شود، اما با آزاد کردن یک هسته ی کربن مشخص پایان می یابد؛ در این جا 12C مانند یک کاتالیزور عمل می کند. هر چند که دما ممکن است با اندازه ی کافی بالا باشد، با این حال مادامی کع کربن در دسترس نباشد چرخه ی CNO نمی تواند در یک ستاره انجام شود.

دما های بالاتری برای چرخه کربن مورد نیاز است، زیرا سد های کولنی هسته های کربن و ازت از سد های کولنی پروتون ها و هسته های هلیوم بزرگتر هستند. در نتیجه وابستگی دما برای واکنش PP تقریبا متناسب T^4 و برای چرخه ی کربن متناسب با T^20 می باشد.

در دما های خیلی بالا در حدود 8^10 کلوین واکنش های دیگری شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تری می نمایند. 3 ذره آلفا (4He از لحاظ تاریخی یک ذره آلفا نامیده شده است) کربن را به وجود خواهند آورد:
4He +4He ⇔ 8Be + y
8Be + 4He → 12C + y
این واکنش به فرایند سه آلفا معروف است، اولین مرحله ی هلیوم سوزی می باشد. برلیوم واسطه با عدد جرمی 8 چندان پایدار نیست و واکنش برگشتی به سهولت امکان پذیر است. با این حال، تعادل موقعی برقرار می شود که قدری 8Be در گام دوم شرکت نماید. عناصر سبک به غیر از هیدروژن، هلیوم و کربن در اعماق ستارگان نادر هستند، زیرا چنین عناصری (دوتریوم "2H"، لیتیم، برلیوم و بر) به سرعت با پروتون ها در دما هایی در حدود چند میلیون درجه ترکیب می شوند تا یک یا دو هسته هلیوم تشکیل دهند - برای مثال:
7Li + 1H → 4He + 4He
فرایند سه آلفا و دیگر واکنش های هلیوم سوزی در تحول ستارگان نقش اصلی را ایفا می کنند. مراحل سوختن هسته ای پیشرفته که در دما و چگالی بالاتری رخ می دهد، شبکه های واکنش های پیچیده را شامل می شوند. رشته کلی بدین قرار است: سوختن کربن، نئون، اکسیژن و منیزیم. این واکنش ها، با ستارگانی از هیدروژن خالص شروع شده و سرانجام تولید عناصر سنگین تر تا آهن را که بالاترین انرژی پیوند را بازاء هسته وار دارد، امکان پذیر می سازند. بنابراین جوش بیشتر به انرژی ورودی بیشتر نیاز دارد.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید