Quantum Physics

2022-06-11 08:31:00 ‍ تورم کیهانی


"در کیهان‌شناسی فیزیکی تورم کیهانی به انبساط جهان اولیه با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور اشاره دارد."

☆ این فرضیه توسط فیزیکدان آمریکایی الن گوث‌مطرح شد.
تورم ساختار بزرگ مقیاس جهان را توضیح می‌دهد. اغتشاشات کوانتومی در منطقه میکروسکوپی تورمی به اندازه کیهان بزرگ شده و به دانه‌هایی برای شکل‌گیری ساختار در جهان تبدیل می‌شوند.

انفجار بزرگ توصیف زیبا و کاملی از انبساط و خنک شدن کیهان، و همین طور تجمع ماده برای شکل گرفتن کهکشان‌ها و ستاره‌ها ارائه می‌دهد. ولی این نظریه چیزی درباره فیزیک خود انفجار نمی‌گوید: انفجار بزرگ هیچ سرنخی درباره چیزی که منفجر شده، علت انفجار و یا وقایع قبل از انفجار ارائه نمی‌دهد. در عوض، نظریه تورم کیهانی، توصیفی است از خود انفجار، و پاسخهای قابل قبولی برای این سوالها ارائه می‌کند.

☆ در جدیدترین رمزگشایی کیهان دانشمندان امواج گرنشی نخستین لحظات پیدایش کیهان را مشاهده کردند که تاییدی بر وجود نظریه تورمی کیهان می‌باشد.
دقیقاً پس از آغاز  دوره‌‌ی تورم چهار نیروی اصلی طبیعت که با هم یکی بودند، از هم جدا شده و هر کدام راه خود را در عالم رو به گسترش در پیش گرفتند.

☆ چرا جهان تخت، همگن و همسانگرد است، در حالی که بر پایه بیگ بنگ و اصل کیهان‌شناختی جهان باید به شدت خمیده و ناهمگن می‌بود؟

نظریه تورمی به منظور توجیه خصوصیات قابل مشاهده کیهان مطرح شد.
بعنوان مثال می‌توان از بررسی ماهیت امواج پس زمینه کیهانی نام برد که این امواج با استفاده از ماهواره‌های کوبه، WMAP و پلانک با دقتی بی‌نظیر انجام شد، دانشمندان
دریافتند که این پرتوها با شدتی یکسان و با دقتی باور نکردنی و در حدود ۰٫۰۰۱ درصد، از تمامی جهات به زمین می‌رسند.

در حالی که فضای تهی خالی از هرگونه ویژگی در نظر گرفته می‌شد، زوج‌های ماده ـ پاد ماده به طور پیوسته در آن ظاهر و ناپدید می‌شوند و خود فضا نیز به قسمت‌های کمتر شناخته‌شده‌ای به نام ” حباب‌های ریز کوانتومی” تقسیم می‌شود.

☆ این انبساط چقدر سریع بوده است؟ طی دوره تورم هر 35-^10 ثانیه ابعاد کیهان دو برابر شده است. که این میزان انبساط برای توضیح مسأله تختی کافی است.

منابع: سایت بیگ‌بنگ، سایت هوپا، ویکی‌پدیا
گردآوری: حبیبه شیخ‌پور



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-09 16:00:12 انواع طیف ستاره ها (بخش دوم) (قسمت آخر)

بعد ها اصول فیزیکی که در طبقه بندی طیفی هاروارد به کار گرفته شده بود، متداول تر شد تا جایی که امروزه هم از همین روش طبقه بندی طیفی استفاده می شود. به عنوان مثال خطوط جذبی هیدروژن در طیف ستاره ی نسر واقع (گونه‌ی طیفی A0) بسیار قوی هستند. خطوط هیدروژن در طیف این ستاره خیلی قوی تر از خطوط ضعیفی است که از ستاره ای مثل خورشید (گونه‌ی طیفی G2)، مشاهده می شود. از طرف دیگر خطوط جذبی کلسیم در خورشید خیلی شدیدتر از خطوط جذبی کلسیم در نسر واقع است.

آیا این نتیجه به خاطر تفاوت در ترکیب عناصر دو ستاره مشاهده می شود؟ یا دمای سطحی (Te) متفاوت نسر واقع (Te=9500k) و خورشید (Te=5777k) عامل تفاوت شدت های نسبی این خطوط جذبی است؟

درک نظری از ساختار کوانتومی اتم که در اوایل قرن 20 حاصل شده بود، توصیف خطوط جذبی مشاهده شده در طیف ستارگان را در اختیار. منجمان گذاشت. خطوط جذبی، زمانی ایجاد می شوند که اتم دقیقا فوتونی را با همان انرژی‌ای جذب کند که الکترون برای گذار از مدار پایین تر به مدار بالاتر نیاز دارد. خطوط گسیلی در فرآیند معکوس ایجاد می شوند، زمانی که الکترونی از مدار بالاتر به مدار پایین تر گذار انجام می دهد‌؛ یک فوتون آزاد کرده و طیف گسیلی تابش می کند. طول موج این فوتون به انرژی مدار هایی که در این گذار نقش دارند بستگی دارد.

تفاوت بین طیف ستارگانِ با دما های مختلف، به دلیل تفاوت در اوربیتال های الکترون های اتم های متفاوتی است که جو این ستاره ها را اشغال کرده اند. جزئیات تشکیل خطوط طیفی بسیار پیچیده است، چرا که الکترون ها را می توان در همه‌ی اوربیتال های اتم ها، پیدا کرد. علاوه بر این، اتم می تواند در هر یک از مراحل مختلف یونش‌اش قرار داشته باشد و همانطور که می دانیم در هر مرحله یا درجه از یونش، مجموعه ای منحصر به فرد از اوربیتال ها وجود دارد لذا به عنوان مثال خطوط مرئی کلسیم یک بار یونیزه (CaII)، معمولا در ستاره های گونه‌ی K0، به بیشینه شدت خود می رسند.

در جداول طیف های ستاره ای علاوه بر طیف بندی سنتی طیف بر حسب گونه های طیفی هاروارد (OBAFGKM)، گونه های طیفی ستاره ای بسیار سرد و کوتوله های قهوه ای هم که طی چند سال اخیر کشف شده بودند، فهرست شده است. کوتوله های قهوه ای اجرامی با جرم بسیار کم هستند که به واسطه‌ی فشار کم در هسته، واکنش های هسته ای در درون آنها رخ نمی دهد؛ بنابراین در حالت متداول آنها را ستاره در نظر نمی گیرند. ضرورت معرفی این گونه های طیفی جدید پس از اجرای پروژه‌ی مساحی تمام آسمان موسوم به (all-sky surveys) مشخص شد. طی این پروژه؛ تعداد زیادی از اجرام با دمای مؤثر بسیار پایین (1300k تا 2500k برای گونه های طیفی L و کمتر از 1300k برای گونه های طیفی T) کشف شدند.

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-08 21:59:40 ‍ ابر تقارن چیست؟ – قسمت دوم


چرا این نظریه جزو یکی از نوید بخش ترین کاندید های نظریه همه چیز قرار گرفته است؟

☆ ابرتقارن می تواند توضیح دهد که چرا ذره بوزون هیگز آنقدر سبک است.

☆ ابرتقارن می تواند توضیحی برای “ماده تاریک” ارائه دهد.

ماده تاریک نوعی ماده  است که در اخترشناسی و کیهان شناسی برای توضیح پدیده هایی پیشنهاد شد که بنظر می رسد ناشی از وجود میزان خاصی از جرم باشند که از جرم مشاهده شده در کیهان بیشتر است. سبک ترین ذره ابرمتقارنی که نظریه پیش بینی می کند می تواند توضیح دهنده ماده تاریکی باشد که فیزیکدانان برای دهه ها دنبالش هستند.

☆ ابرتقارن ذره ای خنثی با برهمکنشی بسیار ضعیف با ذرات دیگر را پیش بینی می کند،

این توضیح دقیقا چیزی است که فیزیکدانان برای منشا ناشناخته ماده تاریک ارائه می دهند.

☆ اگر نظریه ابرتقارن شامل مدل استاندارد شود سه نیروی ساختاری الکترومغناطیس، نیروی ضعیف هسته ای و نیروی قوی را که مدل استاندارد توصیف می کند یگانه می کند. به عبارتی ابرتقارن این معنا را می دهد که هر سه نظریه ها در سطح انرژی بالا یک مقدار قدرت دارند.

☆ نظریه ابرتقارن می تواند نظریه ریسمان را تقویت کند

ابرتقارن را گاهی پله ی محکمی برای نظری ریسمان می دانند؛ چرا که برای تحقق نظریه ریسمان بعضی از نسخه های ابرتقارن باید وجود داشته باشند. نظریه ریسمان یکی از کاندید های نسبتا امیدوار کننده ی نظریه همه چیز است ولی امتحان کردن آن بسیار مشکل است، با این وجود کشف درستی نظریه ابرتقارن می تواند حداقل پیشگامان نظریه ریسمان را آگاه سازد که آنها واقعا در راه درستی قدم می گذارند!

منبع: سایت علمی بیگ بنگ



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-08 19:05:19 تونل‌زنی پروتون

تونل زنی پروتون نوعی تونل زنی کوانتومی است که شامل ناپدید شدن آنی یک پروتون در یک مکان و ظاهر شدن همان پروتون در محل مجاور جدا شده توسط یک مانع بالقوه است. دو سایت موجود توسط یک پتانسیل چاه مضاعف محدود می شوند که شکل، عرض و ارتفاع آن توسط مجموعه ای از شرایط مرزی تعیین می شود. با توجه به تقریب WKB، احتمال تونل شدن یک ذره با جرم آن و عرض مانع پتانسیل نسبت معکوس دارد. تونل زنی الکترونی به خوبی شناخته شده است. یک پروتون حدود 2000 برابر جرم تر از یک الکترون است، بنابراین احتمال تونل زدن آن بسیار کمتر است. با این حال، تونل زنی پروتون هنوز هم به خصوص در دماهای پایین و فشارهای بالا که در آن عرض مانع پتانسیل کاهش می یابد، رخ می دهد.

تونل زنی پروتون معمولاً با پیوندهای هیدروژنی مرتبط است. در بسیاری از مولکول‌هایی که حاوی هیدروژن هستند، اتم‌های هیدروژن از طریق یک پیوند هیدروژنی در یک انتها و یک پیوند کووالانسی به دو اتم غیر هیدروژن متصل می‌شوند. اتم هیدروژن بدون الکترون خود به پروتون تبدیل می شود. از آنجایی که الکترون دیگر به اتم هیدروژن در پیوند هیدروژنی متصل نیست، این معادل پروتونی است که در یکی از چاه‌های یک پتانسیل چاه دوگانه همانطور که در بالا توضیح داده شد، قرار دارد. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، پیوند هیدروژنی و پیوند کووالانسی تغییر می کند. هنگامی که تونل زنی پروتون اتفاق می افتد، همان پروتون احتمال بازگشت تونل به محل اصلی خود را دارد، مشروط بر اینکه پتانسیل چاه مضاعف متقارن باشد.

جفت های باز یک رشته DNA توسط پیوندهای هیدروژنی به هم متصل می شوند. در اصل، کد ژنتیکی توسط یک آرایش منحصر به فرد از پیوندهای هیدروژنی موجود است. اعتقاد بر این است که پس از تکثیر یک رشته DNA، تونل زنی پروتون وجود دارد که پیکربندی پیوند هیدروژنی را تغییر می دهد. این منجر به تغییر جزئی کد ارثی می شود که اساس جهش ها است. به همین ترتیب، تونل زنی پروتون نیز مسئول بروز اختلال عملکرد سلول ها (تومورها و سرطان) و پیری است.

تونل زنی پروتون در بسیاری از کریستال های مولکولی مبتنی بر هیدروژن مانند یخ رخ می دهد. اعتقاد بر این است که انتقال فاز بین فازهای شش ضلعی (یخ Ih) و متعامد (یخ XI) یخ توسط تونل زنی پروتون فعال می شود. اخیراً وقوع تونل زنی پروتون مرتبط در خوشه های یخ نیز گزارش شده است.

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-08 16:01:10 سلام من نيما هستم يه يوتيوبر تازه كارم و يه كانال يوتيوب زدم به اسم عصر روشنگري عصر روشنگري كاناليست كه تلاش دارد با مطالب علمي اموزشي مستند دانستني و غيره سطح دانش سواد افراد را در زمينه هاي مختلف افزايش بدهد (علت اسم عصر روشنگري برگرفته شده از دوران عصر روشنگري در اروپا عصري كه باعث شد اروپا به سوي دمكراسي سكولاريسم و بعد انقلاب صنعتي و در نهايت اروپا نوين و فرهنگ غرب بوجود بياد)از اينم لينك كانال هست https://youtube.com/channel/UCnKG6T_dChJ9gyIkK30iU4A باز کردن / نظر دهید

2022-06-08 00:31:08 ‍ آیا ما در جهان هولوگرافیک زندگی می‌کنیم؟

☆ اصل هولوگرافیک

منظور از جهان هولوگرافیک دنیای شبیه‌سازی‌شده‌ی فیلم ماتریکس نیست، بلکه منظور این است که به نظر می‌رسد جهان ما سه‌بعدی است و می‌توان هر چیزی را در ابعاد طول، عرض و ارتفاع آن لمس و تجربه کرد؛ اما در واقعیت احتمالا فقط دو بعد دارد و عمقی در کار نیست؛ این نظریه «اصل هولوگرافیک» می گویند.

طبق اصل هولوگرافیک، تمام داده‌ی جهان در اَبرحافظه‌ای دوبعدی است
بدون اصل هولوگرافیک، فیزیکدان‌ها برای درک اتفاقات درون سیاه‌چاله یا لحظه‌ی تولد جهان، با چالش‌های بزرگی روبه‌رو می‌شوند.
طبق اصل هولوگرافیک، مقدار اطلاعاتی که یک فضا در خود ذخیره می‌کند نه به حجم، بلکه به محدوده‌ی مرزی آن منطقه  بستگی دارد.

☆ هولوگرام چیست

هولوگرام همان طرح‌های براق با تصاویر شبح‌واری است که روی اسکناس یا کارت‌های اعتباری چاپ می‌شود تا از جعل آن جلوگیری کند.

☆ یک تکه از هولوگرام تمام اطلاعات کل هولوگرام را در بر دارد.

نکته‌ی شگفت‌انگیز دیگر در مورد هولوگرام این است که اگر بخشی از یک فیلم حاوی هولوگرام را برش بزنید، تمام اطلاعات هولوگرام را می‌توانید در همان تکه‌ی جداشده از آن بازخوانی کنید.

در مرکز سیاه‌چاله، ناحیه‌ای به نام تکینگی(singularityy) وجود دارد که اندازه‌اش تقریبا صفر اما چگالی‌اش بی‌نهایت است
از نظر دانشمندان، هر چیزی در فضا می‌تواند به سیاه‌چاله تبدیل شود؛ به شرط آنکه جرم عظیمی داشته باشد.

☆ ایده‌ی جهان هولوگرافیک از کجا آمد

ایده‌ی جهان هولوگرافیک از دو تناقض در مورد سیاه‌چاله‌ها سرچشمه گرفت.
اواخر دهه‌ی ۱۹۹۰ فیزیکدان‌های نظری متوجه شدند وقتی ذره‌ای از اطلاعات وارد سیاه‌چاله می‌شود، سطح سیاه‌چاله به مقدار بسیار دقیقی افزایش می‌یابد.

نکته‌ی حیرت‌انگیز قضیه این است که  سطح سیاه‌چاله افزایش می‌یابد نه حجم آن. در مورد اغلب اجرامی که می‌شناسیم این قضیه کاملا برعکس است. اما وقتی ماده یا انرژی درون سیاه‌چاله می‌افتد، انگار اطلاعات مربوط به آن  واقعا درون سیاه‌چاله نیست، بلکه به سطح آن چسبیده است.

در نتیجه سیاه‌چاله که سیستمی سه‌بعدی در جهانِ کاملا سه‌بعدی ما است، می‌تواند تنها با سطح دوبعدی آن درک شود و این دقیقا مدل هولوگرافیک است.

☆ دو تناقضی که منجر به ظهور ایده‌ی جهان هولوگرافیک شد: پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله ومسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)

پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله

☆ طرح مفهومی از تابش هاوکینگ

 هاوکینگ کشف کرد که سیاه‌چاله‌ها دارای دما هستند و در طول زمان، مقدار اندکی پرتو ساطع می‌کنند در نهایت وقتی انرژی آن‌ها به‌طور کامل از افق رویداد محو شود، خود سیاه‌چاله باید طی فرایندی به نام تبخیر سیاه‌چاله به‌طور کامل ناپدید شود.
این ایده، پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله را به میان کشید. 

این فرضیه، با نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین که می‌گوید اطلاعات باید توسط سیاه‌چاله از بین برود، مغایرت دارد. فیزیکدان‌ها به این تناقض، «پارادوکس اطلاعات سیاه‌چاله» می‌گویند.

☆ مسئله‌ی آنتروپی (آشفتگی)

آنتروپی که عموما به‌عنوان معیار آشفتگی و بی‌نظمی در نظر گرفته می‌شود، به تعداد دفعاتی اشاره دارد که بخش‌های درونی یک شیء می‌تواند بدون ایجاد تغییر در حالت کلی آن،‌ جا‌به‌جا شوند.
ازآنجاکه تمام ماده در سیاه‌چاله در تکینگی متمرکز می‌شود، هیچ جایی برای افزایش آنتروپی در آن وجود ندارد و به همین خاطر فیزیکدان‌ها معتقد بودند سیاه‌چاله در تناقض با قانون دوم ترمودینامیک، آنتروپی ندارد. 

نکته‌ی حیرت‌انگیزی که درباره‌ی اصل درهم‌تندیگی وجود دارد این است که هر ذره همیشه از حال ذره‌ی دیگر باخبر است؛ حتی اگر ۱۰ میلیارد کیلومتر از آن فاصله داشته باشد. این نظریه در تناقض با اصل معروف انیشتین است که می‌گوید هیچ ارتباطی نمی‌تواند سریع‌تر از نور حرکت کند. از آن‌جایی که شکستن سرعت نور برابر با شکستن مرز زمان است، فیزیکدان‌ها بر آن شدند تا به‌نوعی این یافته را بدون نقض اصل انیشتین توضیح دهند. یکی از این روش‌ها کمک گرفتن از اصل هولوگرافیک بود.

☆ با فرض جهان هولوگرافیک؛ چه اتفاقی برای زندگی روزمره‌ی ما خواهد افتاد
به طول کلی باید گفت اتفاق خاصی در زندگی روزمره‌ی ما نخواهد افتاد.
اما اگر بخواهیم عمیق‌تر به قضیه نگاه کنیم، اثبات هولوگرافیک بودن جهان انقلاب بزرگی در فهم و درک ما از هستی ایجاد خواهد کرد.
درست همان‌طور که نظریه‌ی بیگ‌بنگ یا نظریه‌ی درهم‌تنیدگی تأثیر چندانی در زندگی روزمره‌ی ما ندارد، اثبات هولوگرافیک بودن جهان هم در روند عادی زندگی ما تأثیر چندانی نخواهد گذاشت.

منبع: زومیت



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-07 14:43:10 انواع طیف ستاره ها (بخش اول)

در دهه ی 1890 ادوارد سی. پیکرینگ (1919-1846) و همکارش ویلیام پی. فلمینگ (1911-1857) در دانشگاه هاروارد یک نوع طبقه بندی طیفی جدید پیشنهاد دادند. این طبقه بندی، طیف ها را با حروف بزرگ لاتین و بر حسب شدت خطوط جذبی هیدروژن شان علامت گذاری می کرد. در این روش، پهن ترین خطوط با حرف لاتین A مشخص می شود. تقریبا در همان زمان، خانم آنتونیا مائوری یکی از دستیاران پیکرینگ و از همکاران فلمینگ در حال پایه ریزی طبقه بندی نسبتا متفاوت تری برای دسته بندی خطوط طیفی بود.

مائوری در روش جدید خود، طبقه بندی را بصورتی انجام داد که رده ی طیفی B در طبقه بندی فلمینگ و پیکرینگ قبل از رده ی A قرار می گرفت.

بعد ها در سال 1901، آنی جُمپ کَنُن* که او هم به واسطه ی پیکرینگ به این کار علاقه مند شده بود، با استفاده از طرح پیکرینگ و فلمینگ و در عین حال با بهره گیری از پیشنهاد مائوری، رده طیفی جدید O را به طبقه بندی مائوری افزود و جای آن را قبل از B پیشنهاد کرد. او علاوه بر این کار، هر رده طیفی را به 10 زیر رده تقسیم کرد (مثل A0 - A9) و برخی از رده های طیفی را هم در هم ادغام نمود. با این تغییرات، طرح طبقه بندی هاروارد، ((OBAFGKM)) به ترتیب دما و از داغ ترین ستاره های آبی، و به سردترین ستاره های قرمز M مرتب شد.

ستاره های نزدیک به ابتدای این رشته، به ستارگان گونه اولیه و آن هایی که به پایان این رشته نزدیک هستند به ستارگان گونه ی آخر معروف اند. هم چنین این برچسب ها (گونه ی اولیه و گونه ی آخر)، ستاره های هر زیر رده ی طیفی را هم از هم متمایز می کنند، یعنی منجمان از ستاره ی K0 به عنوان ستاره اولیه ی گونه ی K یا از ستاره ی B9 به عنوان ستاره گونه آخر B نام می برند.

آنی جمپ کنن در بین سال های 1911 و 1914 طیف بیش از 200000 ستاره را طبقه بندی کرد که نتایج آن در فهرست هنری دراپر جمع آوری شده است. امروزه برای نامگذاری برخی از ستاره ها به یاد هنری دراپر، از اعداد HD آن ها استفاده می شود؛ مثلا ستاره‌ ی ابط الجوزا، در این فهرست HD39801 است.

* جایزه ی آنی جمپ کنن، سالانه از سوی سازمان آمریکایی زنان دانشگاهی و جامعه ی اخترشناسی آمریکا، به یک بانوی اخترشناس که خدمت برجسته ای به علم نجوم کرده باشد اهدا می شود.

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-05 22:02:19 ‍ ابر تقارن چیست (Supersymmetry)؟ – قسمت اول


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

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

☆ تاریخچه ابر تقارن:

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

☆ معنای تقارن:

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

منبع: پویا فرخی/ سایت علمی بیگ بنگ



@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-05 16:12:36 معادله بولتزمن

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

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

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

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

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

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

@physics3p باز کردن / نظر دهید

2022-06-05 16:12:23 حالت های مختلف نوشتاری معادله بولتزمن

@physics3p باز کردن / نظر دهید