Quantum Physics

2022-06-18 12:38:59 فرایند های همجوشی هسته ای (قسمت اول)
زنجیره پروتون - پروتون (PP)

فرایند های متفاوتی برای تشکیل عناصر سنگین در مرکز ستاره ها در مراحل مختلف زندگی آنها وجود دارد. یکی از اصلی ترین و پرکاربرد ترین آنها زنجیره PP می باشد که در دماهایی پایین تر از 2 × 7^10 ; کلوین فراگیر است.

زنجیره PP شامل دو بخش اصلی (PP I) و فرعی (PP II و PP III)می باشد. زنجیره PP I شامل واکنش های زیر می باشد (اعداد قبل از عناصر معرف عدد جرمی هستند و جلوی هر واکنش انرژی آزاد شده نوشته شده است.):
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
2H + 1H → 3H + y (5.49 Mev)
3He + 3He → 3He + 1H + 1H (12.9 Mev)
در این واکنش ها +e معرف پوزیترون (پاد الکترون)، v معرف نوترینو و y معرف یک فوتون می باشد. جرم پوزیترون برابر با جرم الکترون می باشد اما بار آن مثبت می باشد. نوترینو ها فقط انرژی و اسپین دارند و فاقد جرم (کوچک؟) یا بار هستند، لذا آشکار سازی آنها دشوار است. پایستگی بار در اولین واکنش با گسیل پاد الکترون حفظ می شود. توجه داشته باشید که دو گام اول قبل از این که آخرین گام بتواند اتفاق افتد باید دوباره تکرار شوند و این موضوع شش پروتون برای واکنش آخر، حتی اگر هم دو پروتون مجددا در واکنش گام آخر آزاد شوند درگیر می شوند. واکنش های دیگری هم ممکن است به جای آخرین مرحله این زنجیره رخ بدهد - برای مثال:
3He + 4He → 7Be + y
سپس دو شاخه ممکن از 7Be وجود دارد که هر دو از 4He نتیجه می شوند. هر سه زنجیره به طور همزمان در این ستاره انجام می شوند، اما PP I از همه مهمتر است؛ بر طبق الگو های نظری PP I در 91 درصد از اوقات در خورشید روی می دهد. به طور متوسط نوترینو ها 0.26 مگا الکترون ولت انرژی از هر واکنش حمل می کنند.

واکنش های PPی دیگر غالبا کمتر اتفاق می افتند و بنابراین، سهم کمتری در تابندگی خورشید دارند. زنجیره PP II عبارت است از:
1H + 1H → 2H + e+ + v (1.44 Mev)
1H + 2H → 3He + y (5.49 Mev)
3He + 4He → 7Be + y (1.59 Mev)
7Be + e- → 7Li + v (0.861 Mev)
7Li + 1H → 4He + 4He (17.3 Mev)
همراه با نوترینو هایی که به اندازه 0.86 مگا الکترون ولت انرژی حمل می نمایند.

زنجیره PP III شامل همان سه مرحله اول PP II است و سپس به ترتیب پیش می رود:
1H + 7Be → 8B + y (0.14 Mev)
8B → 8Be + e+ + v
8Be → 4He + 4He (18.1 Mev)
با نوترینو هایی که با انرژی 7.2 مگا الکترون ولت می گریزند.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-17 23:17:08 موج های مادی اجسام ماکروسکوپی

طی آزمایش های مکرر دیدیم که ذره های میکروسکوپی (مانند الکترون‌ها) رفتاری موجی را به نمایش می گذارند. اما در مورد اجسام ماکروسکوپی چطور؟

آیا آنها نیز ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند؟ در پاسخ باید با اطمینان گفت که بله. اگرچه ذره های ماکروسکوپی ویژگی های موجی را به نمایش می گذارند اما طول موج های متناظر برای آشکارسازی آنها بسیار کوچکند.

اجسام ماکروسکوپی به دلیل جرم زیاد طول موج های بسیار کوچکی دارند. در سطح میکروسکوپی، موج های وابسته به ذره های مادی هم اندازه با اندازهی سیستم هستند و یا از آن تجاوز میکنند بنابراین ذره های میکروسکوپی آشکارا جنبه ی قابل تشخیص موج-ذره را نشان می دهند.

این یک قاعده ی کلی است: هرگاه طول موج دوبروی یک جسم در محدودهی (ویا بزرگ تر از) اندازهی آن جسم باشد آنگاه طبیعت موجی آن جسم قابل آشکارسازی است و از این رو نمی توان از آن صرف نظر کرد.

اما اگر طول موج دوبروی یک جسم بسیار کوچک تر از اندازه ی آن جسم باشد آنگاه رفتار موجی این جسم غیرقابل آشکارسازی خواهد بود.

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-17 09:45:11 مجموعه ای از بهترین کانال های فیزیک باز کردن / نظر دهید

2022-06-17 05:54:24 ‍ آیا ضد جاذبه و پاد ماده حقیقت دارند؟ [بخش اول]


هر ذره ای در عالم هستی بدون توجه به خصوصیات آن، می تواند جاذبه را تجربه کند. حداقل این گونه می توان گفت که در تئوری این گونه است.
در عمل اما اندازه گیری برخی از موارد بسیار مشکل است.

☆ ضد ماده به زبان ساده

اگر با پاد ماده یا ضد ماده آشنایی ندارید باید گفت که ماده از ذره اما پاد ماده از ضد ذره تشکیل شده است. به عبارت دیگر پاد ماده هسته ای با بار منفی دارد و ذرات مداری آن بار مثبت دارند و از این حیث برعکس ماده است.

☆ پاد ماده برای اولین بار چه زمانی مطرح شد؟

پل دیراک را می توان پدر پاد ماده دانست. دیراک تئوری جدیدی را ارائه داد، هیچ چیزی نمی تواند سریعتر از نور حرکت کند.

اما معادله ای که او مطرح کرده بود تنها برای الکترون ها با بار منفی صادق نبود. در واقع این معادله می توانست برای ذراتی با رفتار مشابه با الکترون ها ولی با بار مثبت هم مصداق داشته باشد. بعدا دریافت که معادله خبر از کشف جدیدی می دهد: پاد ماده.

او ادعا کرد که به ازای هر ذره ماده یک ضد ماده با خصوصیاتی مشابه وجود دارد.
پاد الکترون همان چیزی است که به نام پوزیتورن می شناسیم.

☆ ضد ماده در دنیای امروز ما چه کاربردی دارد؟

تاکنون آثاری از ضد ماده را از طریق تشعشعات کیهانی مشاهده کرده ایم و در واقع مقداری از آن به دلیل برخوردهای ذرات با انرژی بالا در سراسر جهان تولید شده است.
وقتی بیگ بنگ اتفاق افتاد مقدار مساوی از ماده و ضد ماده پدید آمد


دستگاه PET Scan

در بیمارستان ها مولکول های رادیو اکتیو که ذرات ضد ماده را از خود منتشر می کنند برای تصویر برداری در روشی به نام «برش نگاری با گسیل پوزیترون» (PET) به کار می روند. در این روش پوزیترون ها به مغز تزریق می شوند و تشعشعات گاما که در اثر برخورد پوزیترون های ضد ماده با الکترون های ماده ایجاد می شوند را مورد بررسی قرار می دهند.


☆ آیا می توان پاد ماده تولید کرد؟

در مرکز سرن آزمایش هایی در پی تولید ضد هیدروژن به  میزانی که قابل استفاده باشد در حال انجام است. تا کنون محققان این آزمایشگاه موفق شده اند اتم های ضد ماده هیدروژن را تولید کنند و مهم تر اینکه این اتم ها برای مدت زمان 20 دقیقه پایدار باقی مانده اند.

منبع: وب سایت دیجیاتو



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-15 18:25:08 ‍ کوتوله های سفید و نسبیت

کوتوله های سفید موجب فراهم آمدن زمینه ای برای آزمون نظریه نسبیت عام می گردند، زیرا گرانش های سطحی آنها آن قدر قوی است که می تواند در طیف آنها یک قرمزگرایی گرانشی قابل آشکار سازی را به وجود آورد. قرمزگرایی گرانشی هنگامی رخ می دهد که نور از یک میدان گرانشی قوی تر به طرف یک میدان گرانشی ضعیف تر حرکت کند. نور در ضمن انجام این عمل می بایست کار انجام دهد، زیرا یم فوتون دارای جرم معادل (m= E/c^2) است و یک میدان گرانشی می تواند بر آن تاثیر داشته باشد. در چنین وضعیتی یک ذره معمولی انرژی جنبشی از دست می دهد (به دلیل آنکه انرژی پتانسیل گرانشی به دست می آورد) و کند می شود؛ اما، فوتون ها نمی توانند سرعت خود را از دست بدهند و همواره با تندی نور در حرکت اند. از دست دادن انرژی یم فوتون، به جای کند شدن، از طریق کاهشی در بسامد (یا بالا رفتن طول موج) صورت می گیرد، و این عمل همان قرمزگرایی است، زیرا E= hv.

قرمز گرایی گرانشی تولید شده توسط یک ستاره، به نسبت شعاع/جرم آن بستگی دارد. هر چه این نسبت بزرگتر باشد، قرمزگرایی گرانشی نیز بیشتر خواهد بود. برای محاسبه این قرمزگرایی، فوتونی را در نظر بگیرید که از یک جرم خارج شده و به سمت بی نهاریت حرکت می کمد. انرژی کل آن عبارت است از:
TE = PE + KE = ثابت
که در آن PE انرژی پتانسیل گرانشی و KE انرژی جنبشی فوتون می باشد. اما، در ابتدا PE<0 و هنگامی که یک فوتون در بی نهایت است PE=0، بنابراین:
KEf = kei + PEi < KEi
که در آن KEf انرژی جنبشی ثانویه می باشد. حال اگر از گرانش نیوتونی استفاده کنیم، می توانیم تصور کنیم که فوتون انرژی جنبشی از دست می داده و بنابراین بسامدش تغییر می کند (زیرا تندی نور نمی تواند تغییر کند) :
ΔKE = Δ(hv) = -GmM/R
برای یک فوتون داریم:
m = Ei/c^2 = hvi/c^2
به طوری که:
hΔv = -G (hvi/c^2) M/R
و در نهایت به حالت های اول و دوم معادله (در تصویر) خواهیم رسید که Δλ = λf - λi. این روابط به خوبی برای کوتوله های سفید کار می کنند، زیرا میدان های گرانشی آنها نسبتا قوی هستند، GM/Rc^2 << 1. برای میدان های گرانشی قوی، بایستی از نظریه نسبیت عام عوض نظریه های نیوتونی استفاده کنیم که باید از رابطه سوم (در تصویر استفاده کنیم).

در این روابط G ثابت جهانی گرانش، M جرم جسم، R شعاع آن، c تندی نور در خلا، v فرکانس، λ طول موج، اندیس i به معنای اولیه و اندیس f به معنای ثانویه می باشد.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-14 14:47:49 ‍ ابعاد اضافي نامرئي


فيزيكدان ها به دنبال راه حلي بودند كه قوانين فيزيكي جهان را تنها با يك معادله توصيف كنند. اما كوشش هايشان به شكست منتهي مي شد.
علت عدم موفقيت، تصور غيرواقعي آنها از مفهوم "نيرو" بود.

☆ با ظهور هندسه هاي نااقليدسي، تصور جديدي از مفهوم نيرو بر اساس در نظر گرفتن ابعادي اضافه در هندسه جهان شكل گرفت. با در نظر گرفتن اين ابعاد اضافي، فضاي كافي براي اتحاد تمام نيروهاي شناخته شده فيزيكي به وجود آمد.

دانشمندان دريافتن كه ماده موجود در جهان و نيروهايي كه موجب بقاي آن مي شوند و در شكل هاي بي نهايت گوناگون و متغير ظاهر مي شوند؛ چيزي جز ارتعاشات مختلف يك فضا با ابعاد اضافي نيست.

☆ قبل از اين كه ماهيت هر يك از اين نيروها را درك كنيم، بايد بتوانيم معادلاتي را بنويسيم كه اين ميدان ها از آنها پيروي مي كنند.

با اين وجود، معمايي كه فيزيكدانان قرن حاضر را كلافه كرده است، اين است كه چرا معادلات ميدان زير اتمي (مربوط به نيروهاي هسته اي) تا اين اندازه با معادلات اينشتين (مربوط به نيروي گرانش) متفاوت ظاهر مي شوند.
مشكل اين بود كه فيزيكدانان مي خواستند با محدود بودن به سه يا چهار بعد (طول، عرض، ارتفاع و زمان) معادلات ميدان زيراتمي و گرانش را با هم متحد كنند؛ اما فضاي كافي براي اين كار وجود نداشت. ولي با در نظر گرفتن ابعاد اضافي (شش بعد ديگر) و جمعاً 10 بعد، مشاهده كردند ميدان يانگ - ميلز، ماكسول و اينشتين، مانند قطعات مجزاي يك شكل در هم ريخته، جور شده و يكديگر را تكميل كردند.

☆ امتياز ديگرِ در نظر گرفتن فضا با ابعاد اضافي، احتمال آشكار شدن راز پيدايش جهان است. بدين صورت كه قبل از مه بانگ، كيهان ما يك جهان كامل 10 بعدي بوده است. اين دنياي 10 بعدي، به علت ناپايدار بودن، به دو قسمت "شكافته شد" و باعث به وجود آمدن دو جهان شد. يك جهان چهار بعدي (طول، عرض، ارتفاع و زمان) و يك جهان شش بعدي. جهاني كه ما در آن زندگي مي كنيم، در پي اين دگرگوني شديد كيهان متولد شد. جهان چهاربعدي به صورت تورمي شروع به انبساط كرد، در حالي كه جهان شش بعدي دوقلوي آن، شديداً انقباض پيدا كرده و تا حد بي نهايت كوچكي جمع شده است.

هرچند بعضي ها اين راه حل را "فيزيك نمايشي" و "رياضيات تفنني" مي نامند، ولي اين نظريه در حال حاضر تنها نامزد براي "نظريه همه چیز" است.

منبع: ماهنامه دانشمند



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-13 17:49:31 ‍ طبقه بندی طیفی ستارگان و ویژگی های آنها توسط دانشگاه هاروارد

گونه طیفی O: داغ ترین ستاره ها به رنگ آبی - سفید و فراوانی کم در خطوط جذبی
دارای خطوط جذبی (گاهی گسیلی) قوی HII
خطوط جذبی HI قوی تر می شود

گونه طیفی B: داغ و سفید - آبی
قوی ترین خطوط جذبی HeI در ستاره های B2 مشاهده می شوند
خطوط جذبی HI (بالمر) بسیار قوی تر می شوند.

گونه طیفی A: سفید
شدت خطوط جذبی بالمر در A0 به بیشینه می رسد و سپس ضعیف می شود
خطوط جذبی CaII قوی تر می شوند.

گونه طیفی F: زرد - سفید
خطوط جذبی فلزی خنثی (FeI , CrI)

گونه طیفی G: زرد
طیف های گونه خورشیدی
خطوط CaII قوی تر از قبل می شوند
خطوط FeI و سایر خطوط فلزی خنثی می شوند

گونه طیفی K: نارنجی و زرد
شدت خطوط CaII H و CaII K در ستاره های گونه K0 بیشینه است و بعد از آن به تدریج ضعیف می شود. طیف این ستاره ها پر از خطوط جذبی فلزی است.

گونه طیفی M: قرمز و زرد
طیف پر از نوار های جذبی مولکولی است، مخصوصا اکسید تیتانیوم (TiO) و اکسید وانادیوم (VO)
خطوط جذبی فلزی خنثی، کماکان قوی می مانند

گونه طیفی L: قرمز تیره، بسیار سرد
بیشترین تابش در حوزه ی فروسرخ است.
نوار های جذبی فلزی مولکول های هیدروکسیدی قوی (FeH , CrH)، آب (H20)، مونوکسید کربن (CO) و فلزات قلیایی (Cs , Rb , K , Na) و TiO و VO در حال ضعیف شدن هستند

گونه طیفی T: سردترین ستاره ها
تابش تنها در طول موج فروسرخ انجام می شود
نوار های متان (CH4) قوی شده و نوار های CO ضعیف تر می شوند

علت افزایش ترکیبات مولکولی در ستاره ها، کاهش دما می باشد که در طبقه بندی بالا نیز مشاهده می شود.

منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی" و کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی "زیلیک - گرگوری"

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-11 13:15:48 ‍ کشف یک ذره جدید و نامزد مناسب برای ماده تاریک

این ذره که پیش از این دیده نشده بود، "بوزون هیگز محوری" (higgs boson axial) نام گرفت.

بهترین نظریه فعلی دانشمندان برای توصیف اساسی‌ترین بلوک‌های سازنده جهان، مدل استاندارد فیزیک ذرات است.

علیرغم موفقیت مدل استاندارد در توضیح جهان، محدودیت هایی وجود دارد. ماده تاریک و انرژی تاریک دو نمونه از این محدودیت ها هستند که هنوز کشف نشده‌اند، اما شاید در نهایت بتوان این معما را حل کرد.

مشاهده بوزون هیگز، ذره‌ی جدیدی در مدل استاندارد و مرتبط با میدان هیگز، میدانی که به سایر ذرات بنیادی جرم میدهد. این جرم یک ذره است که تعیین میکند در هنگام برخورد با یک نیرو چقدر در برابر تغییر سرعت یا موقعیت خود مقاومت کند.

بوزون هیگز محوری از خویشاوندان مغناطیسی بوزون هیگز است. کنت برچ" استاد فیزیک در کالج بوستون و محقق ارشد تیمی که این کشف را انجام داد، میگوید :

"روزی نیست که یک ذره جدید رو میزتان نشسته باشد."

اما این ذره با بوزون هیگز که اولین بار توسط آشکار ساز های atlas و cms برخورد دهنده هادرونی بزرگ، مشاهده شد، متفاوت است. اولا این که این ذره در آزمایشگاه کوچکی به اندازه یه میز کشف شد.

این ذره دارای یک گشتاور مغناطیسی و جهت مغناطیسی است که یک میدان مغناطیسی ایجاد میکند.

آنچه بوزون هیگز محوری را از بوزون هیگز متمایز میکند، گشتاور مغناطیسی آن است. گشتاور مغناطیسی توانایی ایجاد یک میدان مغناطیسی به دلیل قدرت یا سوگیری مغناطیسی است.

لازم به ذکر است که این ذره جدید، زمانی پدید آمد که مواد کوانتومی در دمای اتاق، از نوسانات خاصی پیروی کردند، بدین ترتیب، محققان توانستند این ذره را با استفاده از پراکندگی نور مشاهده کنند.

اما برخی یافته‌های محققان نشان میدهد که بوزون هیگز محوری رفتار جمعی الکترون ها را برخلاف هرحالتی که پیش از این در طبیعت دیده‌ایم، نشان می‌دهد.

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-11 12:40:58 معادله ساها

سوالی که در بررسی طیف ستارگان بوجود می آید این است که بع عنوان مثال، چرا خطوط بالمر در دمایی بسیار پایین تر از 9520K به بیشینه ی شدت خود می رسد؟ طبق معادله ی بولتزمن، واضح است که در دما های بالاتر از 9520K، بخش بیشتری از الکترون ها به جای تراز پایه، در نخستین تراز برانگیختگی خواهند بود. اگر این طور باشد، چه چیزی مسئول کاهش شدت خطوط بالمر در دما های بالاتر است؟

پاسخ این پرسش در نسبت اتم های موجود در تراز های مختلف یونش نهفته است. فرض کنید Xi انرژی یونش مورد نیاز برای کندن یک الکترون از یک اتم (یا یون) در تراز پایه باشد، تا آن را از درجه ی یونش i به درجه ی یونش (i+1) برساند.

برای مثال، انرژی یونش هیدروژن، یعنی انرژی لازم برای تبدیل هیدروژن خنثی به هیدروژن یک بار یونیده (HI => HII)، برابر است با Xi= 13.6 ev است. تقسیم مجموع انرژی الکترون های هر اتم بر تعداد تراز ها، میانگین انرژی تراز ها را به دست می دهد. این روند به محاسبه ی تابع پارش (Partition Function) Z بر حسب اتم های اولیه و نهایی می انجامد. تابع پارش را می توان میانگین وزنی تمامی تراز هایی در نظر گرفت که؛ یک اتم می تواند الکترون هایی با انرژی های یکسان را در فضا بپیند. اگر Ej تراز انرژی j ام و gi واگنی آن تراز باشد، تابع پارش Z به صورت رابطه اول تعریف می شود.

اگر تابع پارش Zi و Z(i+1) را برای اتمی در مراحل اولیه و پایانی یونش بنویسیم، نسبت تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i+1 به تعداد اتم ها در مرحله ی یونش i، به رابطه دوم خواهیم رسید.

این معادله به معادله ی ساها معروف است. اخترفیزیک دان هندی مگاند ساها (Meghnad Saha) (1894-1956)، در سال 1920 برای نخستین بار به این معادله دست یافت. از آن جا که در طی فرآیند یونش، یک الکترون آزاد می شود؛ مشاهده ی چگالی عددی الکترون های آزاد (تعداد الکترون ها در واحد حجم) یا ne در سمت راست معادله ی ساها چندان عجیب نیست. توجه داشته باشید که با افزایش چگالی عددی الکترون های آزاد، تعداد اتم ها در مراحل بالاتر یونش کاهش می یابد، زیرا الکترون های بیشتری وجود دارد که یون می تواند دوباره با آن ها ترکیب شود. ضریب 2 در کنار تابع پارش Z(i+1)؛ وجود دو اسپین قابل پذیرش برای الکترون های آزاد با ms= +- 0.5 را نشان می دهد. عبارت موجود در پرانتز هم به الکترون آزاد مربوط است (عبارت داخل پرانتز، چگالی عددی الکترون هایی با انرژی کوانتومی برابر با انرژی گرمایی kT را نشان می دهد. برای شرایط متداول در جو های ستاره ای، این عبارت خیلی بزرگتر از ne است.) و me هم جرم الکترون را نشان می دهد.

گاهی به جای استفاده از چگالی عددی الکترون از فشار الکترون های آزاد یا Pe استفاده می شود. فشار الکترون های آزاد با کمک از قانون گاز کامل ایده آل، به این صورت محاسبه می شود:
Pe = nekT
با استفاده از تعریف جدید، معادله ی ساها را به صورت رابطه سوم بازنویسی می کنیم.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-11 12:40:50 معادله ساها

@physics3p باز کردن / نظر دهید