تبهگنی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۱: سطر ۱:
 
{{نوشتار خرد}}
 
{{نوشتار خرد}}
== تبهگنی ==
+
 
در یک ستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوع کوتوله سفید (وستاره های نوترونی )اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواد درون ستاره های کوتوله سفید در نتیجه فشار ودمای زیاد بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتمها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشدچنین محیط یا گازی توانایی تحمل فشاربیشتر از گازهای معمولی را دارد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارندکه با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی الکترون نامیده می شود.در ستاره های نوترونی که دریایی از نوترون می باشد نیز فشار تبهگنی نوترونها موجب پایداری نسبی آنها می شود.درمواد تبهگن برخلاف گازهای معمولی حرکت ذرات تابعی از دما نیست واز توابع معمول گازها تبعیت نمی کندبنابراین فشار درون موادتبهگن با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.
+
== مقدمه ==
اگر به ماده تبهگن انرژی داده شود با توجه به اینکه سرعت ومدارهایی که قبل از این در دسترس نبوده یا ممنوع بوده اند دردسترس ذرات قرار می گیرند دمای گاز بیشتر می شود.در دماهای به اندازه کافی بالا تمام ذرات از حالت تبهگن خود بیرون می آیند بنابراین مواد تبهگن تنها در دمای کمتر از آنچیزی که دمای فرمی نامیده می شود می توانند وجود داشته باشند.
+
 
هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی  درمورد چنین ستارگانی را در نظر گرفت.
+
تبهگن يك حالت ناپايدار است. حالتي است كه خود به خود از بين مي رود. مثلا يك سطح صاف يك قله و يك چاله را در نگر بگيريد. يك گلوله در روي يك سطح صاف در حالت پايدار قرار دارد. در توي چاله اين پايداري بيشتر است چرا كه اگر گلوله با نيرويی رانده شود اگر در روي سطح صاف باشد ديگر به حالت قبل بر نمي گردد. اما در چاله بسته به شكل چاله و عمق آن همچينن ميزان نيرو هاي وارد بر گلوله ؛ گلوله ممكن است دو باره به حالت قبل خود بر گردد. اما در روي قله اگر نيروهاي وارد بر گلوله دقيقا يكديگر را خنثي كنند گلوله آن بالا می ايستد ولی با كوچكترين نيرويی از آن حالت خارج شده و ديگر به آن نقطه باز نخواهد گشت . نوع نيرو های وارد بر گلوله در بعد از اين نقطه با نوع نيروها در آن نقطه متفاوت خواهد بود كه در حالت سطح صاف چنين نيست يعني گلوله بعد از جابجايي كمابيش حالتي مانند قبل از جابجايي را دارد.
 +
با اين مقدمه به قله؛ يك حالت تبهگن مي گوييم.
 +
 
 +
== تبهگنی در فیزیک کوانتوم ==
 +
 
 +
اين البته در فيزيك كوانتومی و هسته اي شكل پيچيده تري دارد. در آنجا آنچه به عنوان تبهگنی شناخته می شود تبهگني در حالت انرژي است. يك اتم يا يك هسته را با انرژي اي كه به آن نسبت مي دهيم مشخصه گذاري مي كنيم . يعني اين انرژی يكي از مختصاتی است كه رفتار اتم يا هسته را بيان مي كند. حالا با توجه به اين انرژي و نوع ذره رفتار آن را معين مي كنيم. در بعضي از انرژی ها ذره رفتار ناپايداری را نشان مي دهد كه به اين حالت حالت تبهگن می گويند.
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== کوتوله سفید و تبهگنی ==
 +
 
 +
در یک[[ ستاره]] عادی مانند [[خورشید]] فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوع[[ کوتوله سفید]] ([[وستاره نوترونی]] )اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواد درون ستاره های کوتوله سفید در نتیجه فشار ودمای زیاد بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از [[اتم]] مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتم ها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشدچنین محیط یا گازی توانایی تحمل فشاربیشتر از گازهای معمولی را دارد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارند که با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که '''فشار تبهگنی الکترون''' نامیده می شود.در ستاره های نوترونی که دریایی از [[نوترون]] می باشد نیز فشار تبهگنی نوترونها موجب پایداری نسبی آنها می شود.درمواد تبهگن برخلاف گازهای معمولی حرکت ذرات تابعی از دما نیست واز توابع معمول گازها تبعیت نمی کندبنابراین فشار درون موادتبهگن با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.
 +
اگر به ماده تبهگن انرژی داده شود با توجه به اینکه سرعت و[[مدار]]هایی که قبل از این در دسترس نبوده یا ممنوع بوده اند دردسترس ذرات قرار می گیرند دمای گاز بیشتر می شود.در دماهای به اندازه کافی بالا تمام ذرات از حالت تبهگن خود بیرون می آیند بنابراین مواد تبهگن تنها در دمای کمتر از آنچیزی که دمای فرمی نامیده می شود می توانند وجود داشته باشند.
 +
هرچه [[جرم]] ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای [[ستاره]] های با جرم مانند [[خورشید]] سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی  درمورد چنین ستارگانی را در نظر گرفت.
  
 
==منبع==
 
==منبع==
 
هفت آسمان
 
هفت آسمان
 +
 +
ویکی پدیا انگلیسی
 +
 +
 +
 
[[رده:اخترفیزیک]]
 
[[رده:اخترفیزیک]]

نسخهٔ ‏۱۲ سپتامبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۱:۰۲

این یک نوشتار خرد است . با ویرایش آن ما را در پیشبرد اهداف ویکی نجوم یاری نمایید .


مقدمه

تبهگن يك حالت ناپايدار است. حالتي است كه خود به خود از بين مي رود. مثلا يك سطح صاف يك قله و يك چاله را در نگر بگيريد. يك گلوله در روي يك سطح صاف در حالت پايدار قرار دارد. در توي چاله اين پايداري بيشتر است چرا كه اگر گلوله با نيرويی رانده شود اگر در روي سطح صاف باشد ديگر به حالت قبل بر نمي گردد. اما در چاله بسته به شكل چاله و عمق آن همچينن ميزان نيرو هاي وارد بر گلوله ؛ گلوله ممكن است دو باره به حالت قبل خود بر گردد. اما در روي قله اگر نيروهاي وارد بر گلوله دقيقا يكديگر را خنثي كنند گلوله آن بالا می ايستد ولی با كوچكترين نيرويی از آن حالت خارج شده و ديگر به آن نقطه باز نخواهد گشت . نوع نيرو های وارد بر گلوله در بعد از اين نقطه با نوع نيروها در آن نقطه متفاوت خواهد بود كه در حالت سطح صاف چنين نيست يعني گلوله بعد از جابجايي كمابيش حالتي مانند قبل از جابجايي را دارد. با اين مقدمه به قله؛ يك حالت تبهگن مي گوييم.

تبهگنی در فیزیک کوانتوم

اين البته در فيزيك كوانتومی و هسته اي شكل پيچيده تري دارد. در آنجا آنچه به عنوان تبهگنی شناخته می شود تبهگني در حالت انرژي است. يك اتم يا يك هسته را با انرژي اي كه به آن نسبت مي دهيم مشخصه گذاري مي كنيم . يعني اين انرژی يكي از مختصاتی است كه رفتار اتم يا هسته را بيان مي كند. حالا با توجه به اين انرژي و نوع ذره رفتار آن را معين مي كنيم. در بعضي از انرژی ها ذره رفتار ناپايداری را نشان مي دهد كه به اين حالت حالت تبهگن می گويند.



کوتوله سفید و تبهگنی

در یکستاره عادی مانند خورشید فشار گرمایی گاز وتابش ستاره موجب پایداری ستاره در مقابل رمبش گرانشی می شود.در سال 1926 ستاره شناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوعکوتوله سفید (وستاره نوترونی )اعتبار ندارد.بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.این پدیده کوانتمی تنها یک ماه قبل توسط فیزیکدان ایتالیایی الاصل آمریکا بانام انریکو فرمی ودانشمند انگلیسی پاول دیراک کشف شده بود.مانند بیشتر ستاره ها مواد درون ستاره های کوتوله سفید در نتیجه فشار ودمای زیاد بصورت یونی می باشد که در آن الکترونها از اتم مادر جدا شده اند(بخاطر تصادم بین اتم ها) وچیزی که می بینیم دنیایی از الکترون ها وهسته ها می باشدچنین محیط یا گازی توانایی تحمل فشاربیشتر از گازهای معمولی را دارد.آن چیزی که فرمی ودیراک کشف کردند این بود که تا چه اندازه الکترونها می توانند تحت فشار بهم نزدیک شوند.الکترونها تمایلی ندارند که با الکترون دیگر در یک مکان ویک سرعت مساوی قرار بگیرند هرچه آنها را بیشتر به سمت هم فشار دهیم سریعتر حرکت کرده وفرار می کنند.این حرکات منجر به فشاری می شود که فشار تبهگنی الکترون نامیده می شود.در ستاره های نوترونی که دریایی از نوترون می باشد نیز فشار تبهگنی نوترونها موجب پایداری نسبی آنها می شود.درمواد تبهگن برخلاف گازهای معمولی حرکت ذرات تابعی از دما نیست واز توابع معمول گازها تبعیت نمی کندبنابراین فشار درون موادتبهگن با فشار گرمایی معمولی که تنها به چگالی مواد تشکیل دهنده بستگی دارد متفاوت است وبجای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد. اگر به ماده تبهگن انرژی داده شود با توجه به اینکه سرعت ومدارهایی که قبل از این در دسترس نبوده یا ممنوع بوده اند دردسترس ذرات قرار می گیرند دمای گاز بیشتر می شود.در دماهای به اندازه کافی بالا تمام ذرات از حالت تبهگن خود بیرون می آیند بنابراین مواد تبهگن تنها در دمای کمتر از آنچیزی که دمای فرمی نامیده می شود می توانند وجود داشته باشند. هرچه جرم ستاره ای که با داشتن فشار تبهگنی به حالت پایداری رسیده است بیشتر باشدحرکت الکترونهای درون آن سریع تر است تااینکه برای ستاره های با جرم مانند خورشید سرعت الکترونها به سرعت نور نزدیک می شود.تئوری نسبیت حرکت سریعتر از نور را ممنوع می کند بنابراین تصحیحاتی نسبیتی را باید برای محاسبه فشار تبهگنی درمورد چنین ستارگانی را در نظر گرفت.

منبع

هفت آسمان

ویکی پدیا انگلیسی