تبهگنی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان')
 
(۲۰ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۸ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱: سطر ۱:
فشاری که گاز و تابش به صورت گرما در [[خورشید]] به وجود می آورد باعث می شود که خورشید در برابر هجوم ناگهانی ماده به درون بر اثر گرانش مقاومت کند .این موضوع در مورد ستاره هایی مانند خورشید صدق می کند اما فردی به نام رالف هوارد فاولر (میلادی Sir Ralph Howard Fowler) (1889-1944) در سال 1926 ثابت کرد چنین چیزی در مورد ستاره های نوترونی و کوتوله های سفید وجود ندارد . بجای آن٬ فشار لازم برای مقابله با فشار گرانشی توسط پدیده ای در مکانیک کوانتمی قابل توجیه است.
+
== مقدمه ==
  
در کوتوله های سفید الکترون ها از اتم جدا می شوند در نتیجه تعداد زیادی هسته اتم و الکترون مشاهده می شود .به طور عادی الکترون ها تمایلی ندارند با الکترونی دیگر در یک مکان و یک سرعت مشابه قرار گیرند .
+
تبهگن یک حالت ناپایدار است. حالتی است که خود به خود از بین می رود. مثلا یک سطح صاف یک قله و یک چاله را در نگر بگیرید. یک گلوله در روی یک سطح صاف در حالت پایدار قرار دارد. در توی چاله این پایداری بیشتر است چرا که اگر گلوله با نیرویی رانده شود اگر در روی سطح صاف باشد دیگر به حالت قبل بر نمی گردد. اما در چاله بسته به شکل چاله و عمق آن همچینن میزان نیرو های وارد بر گلوله ؛ گلوله ممکن است دو باره به حالت قبل خود بر گردد. اما در روی قله اگر نیروهای وارد بر گلوله دقیقا یکدیگر را خنثی کنند گلوله آن بالا می ایستد ولی با کوچکترین نیرویی از آن حالت خارج شده و دیگر به آن نقطه باز نخواهد گشت . نوع نیرو های وارد بر گلوله در بعد از این نقطه با نوع نیروها در آن نقطه متفاوت خواهد بود که در حالت سطح صاف چنین نیست یعنی گلوله بعد از جابجایی کمابیش حالتی مانند قبل از جابجایی را دارد.
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.و موجب پایداری می شود .
+
با این مقدمه به قله؛ یک حالت تبهگن می گوییم.
در ستاره های نوترونی نیز چنین مکانیزمی وجود دارد که به علت تعداد زیاد نوترون فشار تبهگنی نوترون به وجود می آید .
+
 
درمواد تبهگن فشار تابعی از دما نمی باشد بلکه به جای آن به حاصل ضرب چگالی ودمای گاز بستگی دارد.
+
== تبهگنی در فیزیک کوانتوم ==
مواد تبهگن تنها در دمای کمتر از آنچیزی که دمای فرمی نامیده می شود می توانند وجود داشته باشند.
+
 
 +
این البته در فیزیک کوانتومی و هسته ای شکل پیچیده تری دارد. در آنجا آنچه به عنوان تبهگنی شناخته می شود تبهگنی در حالت انرژی است. یک اتم یا یک هسته را با انرژی ای که به آن نسبت می دهیم مشخصه گذاری می کنیم . یعنی این انرژی یکی از مختصاتی است که رفتار اتم یا هسته را بیان می کند. حالا با توجه به این انرژی و نوع ذره رفتار آن را معین می کنیم. در بعضی از انرژی ها ذره رفتار ناپایداری را نشان می دهد که به این حالت حالت تبهگن می گویند.
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
== 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 ستارهشناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوع[[ کوتوله سفید]] و ([[ستاره 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 می‌توانند 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 می‌توانند 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
 +
 
 +
 
 +
 
 +
[[رده:اخترفیزیک]]

نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۴۳

مقدمه

تبهگن یک حالت ناپایدار است. حالتی است که خود به خود از بین می رود. مثلا یک سطح صاف یک قله و یک چاله را در نگر بگیرید. یک گلوله در روی یک سطح صاف در حالت پایدار قرار دارد. در توی چاله این پایداری بیشتر است چرا که اگر گلوله با نیرویی رانده شود اگر در روی سطح صاف باشد دیگر به حالت قبل بر نمی گردد. اما در چاله بسته به شکل چاله و عمق آن همچینن میزان نیرو های وارد بر گلوله ؛ گلوله ممکن است دو باره به حالت قبل خود بر گردد. اما در روی قله اگر نیروهای وارد بر گلوله دقیقا یکدیگر را خنثی کنند گلوله آن بالا می ایستد ولی با کوچکترین نیرویی از آن حالت خارج شده و دیگر به آن نقطه باز نخواهد گشت . نوع نیرو های وارد بر گلوله در بعد از این نقطه با نوع نیروها در آن نقطه متفاوت خواهد بود که در حالت سطح صاف چنین نیست یعنی گلوله بعد از جابجایی کمابیش حالتی مانند قبل از جابجایی را دارد. با این مقدمه به قله؛ یک حالت تبهگن می گوییم.

تبهگنی در فیزیک کوانتوم

این البته در فیزیک کوانتومی و هسته ای شکل پیچیده تری دارد. در آنجا آنچه به عنوان تبهگنی شناخته می شود تبهگنی در حالت انرژی است. یک اتم یا یک هسته را با انرژی ای که به آن نسبت می دهیم مشخصه گذاری می کنیم . یعنی این انرژی یکی از مختصاتی است که رفتار اتم یا هسته را بیان می کند. حالا با توجه به این انرژی و نوع ذره رفتار آن را معین می کنیم. در بعضی از انرژی ها ذره رفتار ناپایداری را نشان می دهد که به این حالت حالت تبهگن می گویند.



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 ستارهشناس انگلیسی با نام رالف هووارد فاولر نشان داد که چنین مکانیزمی برای توجیه پایداری ستاره های از نوعکوتوله سفید و (ستاره 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 می‌توانند 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 می‌توانند 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