. . . یه دانشجو فیزیک و

وقت امتحانات

physic-pnu — Wed, 11 Jun 2008 05:59:18 GMT

سلام به همه عزیزانی که هنوز از این وبلاگ با این همه کم کاری دست بر نمیدارن ؟؟؟؟؟؟؟

الآن که دیگه کم کم داریم به امتحانات نزدیک میشیم ولی خوب خبر های خیلی خوبی - حداقل واسه خودم و اونهائی که به رباتیک علاقه دارن - دارم و اون اینه که احتمالا از این وبلاگ به عنوان وبلاگ اصلی انجمن فیزیک پیام نور مرکز دولت آباد اصفهان استفاده بشه و بنده به عنوان یکی از کسانی که تقریبا قراره یه مقدار بیشتر داخل این گروه شیطنت کنه ِ قول میدم که تمام موارد آموزشی و خبرهای مربوط به اون رو در اینجا قرار بدم .

پیش از این مزاحم اوقات شریف نمیشم . by3oU

لینک دعوت به جامعه مجازی ایرانیان

physic-pnu — Thu, 16 Aug 2007 05:49:18 GMT

این هم لینک دعوت به جامعه مجازی ایرانیان برای شرکت در کلوب دانشگاه

شما میتونید برای عضویت در سایت CLOOB در اینجا ثبت نام کنید .

يك كاغذ را چند بار مي توان تا كرد؟

physic-pnu — Mon, 30 Jul 2007 09:03:40 GMT

اول از همه سلام و بعد از اون یه عذر خواهی به خاطر اینکه چند وقتی وبلاگ رو آپدیت نکردم . بالاخره جونیه و . . . . . بگذریم امیدوارم دیگه از این اتفاقها نیفته .

و یک مطلب که به نظرم خیلی جالب بود چون تا الآن خودم خیلی امتحان کردم که یک کاغذ رو تا چند مرحله میشه تا زد ؟؟؟؟

شايد تا كنون شده باشد كه در مواقعي كه بيكار هستيد يا اينكه انتظار خبر مهمي را مي كشيد براي سرگرم كردن خودتان كاغذي را كه در اطرافتان هست برداريد و شروع به تا كردن آن كنيد و بعد از چند بار متوجه شويد كه ديگر نمي شود كاغذ را تا كرد. در اين صورت يا از تا كردن كاغذ منصرف مي شويد يا آن را باز مي كنيد و دوباره شروع به تا كردنش مي كنيد... البته ممكن است قبل از اينكه به آن زمان برسيد خبر مهم به شما داده شود و كاغذ را به جاي اولش برگردانيد !!!

اين مسئله را همه ما تجربه كرده ايم اما شايد هيچ كدام از ما به طور جدي روي آن فكر نكرده باشيم.

اگر ورق را هر بار طوري تا كنيد كه اندازه آن نصف شود بيش از 7 يا 8 بار نمي توانيد آن را تا كنيد. مهم نيست ورق اوليه شما چقدر بزرگ باشد. شايد تا به حال اين قضيه را شنيده باشيد و سعي كرده باشيد كه آن را امتحان كنيد و متوجه شده باشيد كه تا كردن كاغذ بيش از7 يا 8 بار بسيار سخت است. آيا مي توان گفت كه اين اعداد يك محدوديت مستدل و عمومي براي تا كردن كاغذ هستند؟

فرض كنيد شما كاغذي را انتخاب كرده ايد كه داراي پهناي w و ضخامت t است . اگر شما شروع به تا كردن ورق از يك سمت بكنيد وقتي به جايي برسيد كه ديگر نتوانيد كاغذ را تا كنيد يك نوار باريك خواهيد داشت.
با هر تا كردني ضخامت كاغذ دو برابر مي شود و پهناي آن نصف خواهد شد. يعني بعد از N بار تا كردن ضخامت خواهد بود و البته مشخص است كه پهنا مي شود و نسبت ضخامت به پهنا برابر مي شود.
اگر با كاغذي به پهناي 11cm و ضخامت 0.002cm اين كار را انجام دهيد بعد از 7 بار تا كردن نسبتt/w برابر 1/6 مي شود. اين بدان معنيست كه اندازه ضخامت از پهنا بيشتر مي شود و در نتيجه ديگر قادر به تا كردن كاغذ نخواهيد بود. اگر اين كاغذ را 50 بار بزرگتر كنيد شايد بتوانيد آن را تا 10 بار هم تا كنيد.

اگر به صورت متناوب كاغذ را از عرض و طول تا كنيد ممكن است تعداد دفعات بيشتري بتوانيد به تا كردن كاغذ ادامه دهيد. در اين صورت هر بارضخامت دو برابر مي شود در صورتي كه پهنا هر دو دفعه يك بار نصف مي شود.

چندين سال پيش هنگامي كه بريتني گاليوان در دبيرستان درس مي خواند با اين مسئله رو به رو شد كه چگونه كاغذي زا 12 بار تا كند . او بايد براي گرفتن نمره از يكي از كلاسهايش اين مسئله را حل مي كرد. بعد از آزمايش راه هاي مختلف او موفق شد كه ورقه نازكي از طلا را 12 بار تا كند. اما مسئله طرح شده در باره كاغذ بود و نه طلا.

گاليوان بر روي معادله تعداد دفعاتي كه مي توان يك كاغذ با اندازه معين را تا كرد كار كرد.

كه در آن L كمترين درازاي كاغذ، t ميزان ضخامت كاغذ و n تعداد دفعاتي است كه مي توان كاغذ را تا كرد. واحد t و L بايد يكسان باشد.

براي يك طول و ضخامت معين عبارت بيانگر آن است كه صفحه بعد از n بار تاكردن چند برابر كوچك شده است. با n=0 شروع مي كنيم و به همين ترتيب به رشته اي از اعداد به اين صورت مي رسيم:

0, 1, 4, 14, 50, 186, 714, 2794, 11050, 43946, 175274, 700074, 2798250, . . .

اين به اين معني است كه در تاي دوازدهم 2798250 برابر مقدار كاغذي كه در تاي اول از دست مي رود از دست خواهد رفت.

گاليوان در كتابي با نام Historical Society of Pomona Valley چگونگي به دست آوردن اين معادله و تلاشش براي حل مشكل را توضيح داده است. بالاخره در June 2002 گاليوان يك كاغذ بزرگ را 12 بار تا كرد.

منبع : سايت ملاصدرا

برگرفته از وبلاگ هنر فيزيك ( http://www.major-physics.blogfa.com/ )

مختصری در مورد هلال ماه

physic-pnu — Tue, 12 Jun 2007 15:26:18 GMT

مقدمه:

بحث و بررسي پيرامون هلال هاي جوان هلال ماه بحثي جالب و جذاب است. اين اهميت براي ما مسلمانان از جنبه اي ديگر نيز قابل بررسي است و آن اينكه بسياري از اعمال عبادي ما ، كه هماهنگ با ماه قمري است ، به رؤيت هلال ارتباط مستقيم دارد كه اهميت بحث پيرامون اين مطلب را برايمان روشن مي سازد.

اميد است كه مقاله پيش رو شروعي بر افزايش اطلاعات ما در زمينه هلال ماه باشد.

اصطلاحات مربوط به رؤيت هلال ماه

مقارنه : به زماني گفته مي شود كه اختلاف طول دايره البروجي ماه و خورشيد دقيقاً برابر صفر درجه باشد.

در واقع زماني را گوييم كه دو جرم آسماني (همانند ماه و خورشيد) كمترين فاصله(جدايي زاويه اي) را در حين يكبار چرخش ظاهري به دور خورشيد داشته باشد.

سن ماه: به مدت زمان گذشته از زمان مقارنه ماه و خورشيد اطلاق مي شود.

سن ماه يكي از مهمترين پارامترها(عوامل) براي رؤيت پذيري هلال ماه مي باشد. هرچه سن هلالي كمتر باشد با تاثير گذاري بر عوامل ديگر از جمله جدايي زاويه اي رؤيت هلال را سخت و سخت تر مي كند.

به هلال هايي با سن كمتر از 20 ساعت هلال هاي جوان ، بين 20 تا 24 ساعت هلال هاي ميان سال و بالاتر از 24 ساعت هلال هاي پير مي گويند.

جدايي زاويه اي: اصطلاحاً به زاويه اي گفته مي شود كه از تلاقي دو خط فرضي كه نقطه تلاقي آن چشم ناظر و دو سر ديگر اين خطوط دو جرم سماوي مورد نظر است ،بدست مي آيد.

در بحث جدايي زاويه اي مبحثي به نام حد دانژون وجود دارد كه به بحث پيرامون آن مي پردازيم.

دانژون ، دانشمند فرانسوي ، با تحقيق بر روي ماه و سطح آن به اين نظر دست يافت كه اگر جدايي زاويه اي ماه از خورشيد كمتر از 7 درجه باشد اصولاً هلالي تشكيل نمي شود تا ديده شود. او دليل اين امر را ارتفاعات و پستي و بلندي هاي ماه دانست.

اگر بر فرض سطح ماه كاملاً صاف همانند يك توپ گرد بود ، آنگاه با كمترين جدايي زاويه اي از خورشيد مي توانستيم براي ماه هلالي فرض كنيم. اما به علت وجود ارتفاعات در لبه ماه نور نمي تواند به چشم راصد برسد در نتيجه اصولا هلالي شكل نمي گيرد. تا زمان حال هلالي كمتر از اين حد ديده نشده تا اين نظر رد شود يا تغيير يابد.

مدت مكث ماه : در بحث رؤيت هلال ماه به مدت زمان بين غروب خورشيد تا غروب ماه مدت مكث ماه مي گويند. اين پارامتر نيز نقش مهمي در رؤيت پذيري هلال ايفا مي كند، زيرا هر چه اين مدت زمان بيشتر باشد لحظه به لحظه بر تاريكي هوا افزوده مي شود و در نتيجه هلال راحت تر ديده خواهد شد. در واقع هلال هنگامي ديده مي شود كه تضاد رنگي بين زمينه آسمان و هلال ايجاد شود. در هنگام روز اين تضاد رنگي بسيار كم است به همين دليل با تاريك شدن هرچه بيشتر آسمان اين تضاد رنگي افزايش يافته و در نتيجه ي آن هلال راحت تر ديده مي شود.

طول كمان هلال: در واقع اگر محيط ماه را يك دايره فرض كنيم به زاويه اي كه ......

دوستان میتونید بقیه این مقاله رو در ادامه مطلب دنبال کنید . . .

physic-pnu — Wed, 30 May 2007 15:47:18 GMT

سلام به همراهان همیشگی . . .

ببخشید که یه چند وقتی هست که آپ نکردم موقع امتحانهاست دیگه

روشي نوين براي اندازه گيري جرم سياه چاله ها

physic-pnu — Sun, 27 May 2007 06:40:17 GMT

نيكولاي شاپوشنيكو و لو تيتار چوك،دو اختر فيزيك دان مركز پرواز هاي فضايي گدارد ناسا به ابتكاري نوين در زمينه اندازه گيري جرم سياه چاله ها نائل آمدند.

شايد در ابتدا عجيب به نظر آيد، اما يكي از مهم ترين و مشكل ترين مسائلي كه دانشمندان همواره با آن روبرو هستند تعيين جرم اجرام آسماني است.نمونه هاي فراواني از سيستم هايي دوتايي كه در آن دو ستاره به دور يكديگر در گردشند مورد بررسي قرار گرفته و جرم دقيق آنها محاسبه مي گردد.در اين بين تعيين جرم سياه چاله ها فرايندي بسيار پيچيده است زيرا اين اجرام غير قابل مشاهده هستند.

اما اختر فيزيكدانان كار آزموده در ابتكاري بي سابقه، روش نويني براي حل اين مسئله ابداع نمودند. در اين روش با سنجش ميزان وسعت قرص بر افزايشي در سياه چاله جرم دقيق آن تعيين مي گردد. (قرص بر افزايشي يك صفحه دايره اي گردان است كه از مواد به دور سياه چاله تشكيل مي شود. اين مواد كه در اطراف سياه چاله قرار دارند به مرور وارد آن شده و به عبارت ديگر بلعيده مي شوند.)

از آنجا كه اين مواد مي توانند بسيار سريعتر از بلعيده شدن توسط سياه چاله متراكم گردند ،به هم فشرده شده و فوق العاده گرم مي شوند.علاوه بر اين، در طي فرايند گرم شدن امواجي را در طيف اشعه ايكش گسيل مي كنند كه توسط اخترشناسان در زمين دريافت مي شود.

دانشمندان به اين نكته پي برده اند كه رابطه مستقيمي بين سياه چاله و اندازه قرص بر افزايشي اطراف آن وجود دارد.به عقيده اخترشناسان، متراكم شدن گاز هاي داغ قرص بر افزايشي با افزايش جرم سياه چاله همراه خواهد بود. .بدين ترتيب هرچه قدر كه سياه چاله پرجرم تر باشد، ميزان تراكم مواد اطراف آن و در نتيجه اندازه قرص برافزايشي وسيع تر خواهد بود.

نمايي خيالي از يك سياه چاله در حال بلعيدن همدم ستاره اي خود

اين ايده كه براي نخستين بار توسط تيتار چوك در سال 1998 ميلادي مطرح گرديد، نشان داد سياه چاله موجود در سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) بيش از 8.7 برابر خورشيد جرم دارد.شايان ذكر است كه ميزان خطاي احتمالي در اين محاسبه فقط 0.8 جرم خورشيد بود.

سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) نخستين كانديد وجود سياه چاله در دهه 1970 ميلادي بود. اين سيستم دوتايي از يك ستاره ابر پرجرم آبي و همدمي نامرئي تشكيل شده بود.مشاهداتي كه در طيف مرئي به عمل آمد نوعي آشفتگي را در حركت ستاره نمايان ساخت و سرانجام اخترشناسان به اين نتيجه رسيدند كه اين آشفتگي به خاطر وجود سياه چاله اي به جرم 10 برابر خورشيد در اطراف ستاره ابر پرجرم است.

تاد استروماير و ريچارد مشوتسكي با همراهي چهار تن ديگر از مركز پرواز هاي فضايي گدارد به طور مستقل با استفاده از همين شيوه به بررسي فرا تابش اشعه ايكس كه از سياه چاله اي واقع در يك كهكشان كوچك همسايه به نام ان جي سي 5408 (NGC 5408) گسيل مي شد، پرداختند. آنها جرم اين سياه چاله را 2000 برابر جرم خورشيد تخمين زدند.

دانشمندان با بهره گيري از اين روش به شناسايي سياه چاله هاي متوسطي كه بيش از هزاران برابر خورشيد جرم دارند، مي پردازند.اين دست از سياه چاله ها اگرچه در مقايسه با سياه چاله هايي كه چندين برابر ستارگان جرم دارند، بسيار شگرف جلوه مي كنند، اما در برابر سياه چاله هاي ابر پرجرمي كه صدها ميليون ها بار از تنها ستاره منظومه شمسي مان پرجرم ترند، بسيار ناچيز اند.

استفان هاوكينگ در ايران

physic-pnu — Tue, 15 May 2007 17:25:30 GMT

به گزارش ایسنا، استفان هاوکینگ، استاد دانشگاه کمبریج و دانشمند برجسته معاصر به دعوت پژوهشگاه دانش‌های بنیادی (مرکز تحقیقات فیزیک نظری و ریاضیات) تیرماه به ایران می‌آید.

وی در مدت سفر به ایران ضمن برگزاری نشست‌های تخصصی احتمالا در المپیاد جهانی فیزیک در اصفهان نیز حضور خواهد یافت.

گفتني است، استفان ويليامز هاوكينگ در تاريخ 8 ژانويه سال 1942 در شهر اكسفورد در انگليس متولد شد.

خانه پدري وي در شمال انگليس بود اما در طول جنگ جهاني دوم اكسفورد مكاني امني براي كودكان محسوب مي‌شد.
وقتي او به سن 8 سالگي رسيد خانواده وي به سنت آلبانز شهري در حدود 20 مايلي شمال لندن نقل مكان كردند.

در سن 11 سالگي استفان به مدرسه سنت آلبانز رفت و سپس به كالج دانشگاه آكسفورد كه كالج قديمي پدرش بود رفت.

استفان مايل به تحصيل در رشته رياضيات بود اگرچه پدرش پزشكي را ترجيح مي‌داد. در كالج دانشگاه رشته رياضيات تدريس نمي‌شد بنابراين استفان در عوض رشته فيزيك را انتخاب كرد. پس ازسه سال و در حالي كه كار زيادي انجام نداده بود استفان در رشته علوم طبيعي اولين ديپلم افتخاري را كسب كرد.

پس از آن استفان براي تحقيقات در رشته كيهان شناسي به كمبريج رفت كه در آن زمان هيچ كس در آكسفورد در اين حوزه فعاليت نمي‌كرد. استاد وي دنيس سياما بود اگرچه استفان اميدوار بود كه با فرد هويلي كه در اين رشته در كمبريج كار كرده بود، تحقيقاتش را انجام دهد.

پس از كسب دكتري استفان به عنوان اولين محقق انتخاب شد و سپس عنوان محقق تخصصي را در كالج گونويل و كايوس به خود اختصاص داد.

وي پس از ترك موسسه نجوم در سال 1973 به دپارتمان رياضي كاربردي و فيزيك تئوريك رفت و از سال 1979 مقام استادي Lucasian را در رشته رياضيات كسب كرد. اين كرسي در سال 1663 با هزينه‌ ريويرند هنري لوكاس، يكي از اعضاي پارلمان دانشگاه و به درخواست وي برگزار شد. اين مقام اولين بار نصيب اسحاق بارو و سپس در سال 1669 نصيب نيوتون شد.

استفان هاوكينگ بر روي قوانين پايه‌اي كه كائنات را اداره مي‌كنند كار كرده است. وي با همراهي روگر پنروس نشان داد كه تئوري عمومي نسبيت انيشتن كه اشاره به فضا و زمان دارد، نقطه آغازي در پديده بيگ بنگ (انفجار بزرگ) و نقطه پاياني در سياهچاله‌ها دارد.

اين نتايج نشان مي‌دهد كه يكي كردن نسبيت عمومي با تئوري كوانتوم امري ضروري است. تئوري كوانتوم يك دستاورد بزرگ علمي ديگر از نيمه اول قرن بيستم است.

يك نتيجه چنين اتحادي كه وي كشف كرد اين بود كه سياه چاله‌ها نبايد كاملا سياه باشند اما بايد پرتوهايي را منتشر كنند و در نهايت از بين رفته و ناپديد مي‌شوند. فرض ديگر اين است كه كائنات لبه يا مرزي در زمان تصوري ندارد. اين امر نشان مي‌دهد كه روشي كه كائنات بر اساس آن آغاز شده‌اند كاملا با قوانين علم تعيين شده است.

پروفسور هاوكينگ كه 12 ديپلم افتخاري دارد در سال 1982 جايزه CBE را كسب كرده و ديپلم افتخار بعدي را نيز در سال 1989 به خود اختصاص داد. وي تعداد زيادي جايزه، مدال و پاداش دريافت كرده است و محقق انجمن سلطنتي و عضو آكادمي علوم آمريكا است.

خورشید چه خواهد شد . . . ؟

physic-pnu — Mon, 07 May 2007 01:59:11 GMT

نگاهي به آينده خورشيد

تيمي از اخترشناسان حرفه اي با استفاده از رصد خانه فرو سرخ آريزونا (متشكل از سه تلسكوپ اپتيكي مرتبط)موفق شدند خورشيد را در چهار ميليارد سال آينده مجسم كنند، زماني كه خورشيد در آن هنگام تبديل به يك غول سرخ خواهد شد.

در واقع سه ابزار اپتيكي مرتبط به هم كار يك تداخل سنج بسيار بزرگ و مجهز را انجام مي دهند.اخترشناسان با استفاده از اين ابزار توانستند تعداد بسيار زيادي از ستارگان غول سرخ را مشاهده نمايند.يكي از نتايج مهم اين مشاهدات كشف اين نكته بود كه ستارگان غول سرخ داراي سطوح متفاوتي مي باشند،همچنين تعداد و محل لكه ها نيز در آن ها پراكنده مي باشد.

بيش از يك سوم ستارگان غول سرخ مشاهده شده از لحاظ درخشندگي سطح يكساني نداشتند، به عبارت ديگر در برخي نقاط از سطح آن ها لكه هايي ابر مانند ديده مي شد كه شايد قابل مقايسه با لكه هاي خورشيدي باشند. به عقيده دانشمندان عامل پديد آمدن اين لكه ها شايد ناشي از موج هاي تكان دهنده اي باشد كه توسط تپيدن ستاره ايجاد مي شود و يا با گذر يك سياره همدم از نزديكي ستاره پديد مي آيد.

سام راگلند كه مسئوليت اين پروژه را بر عهده داشته است در اين باره مي گويد:در اين روش با استفاده از سه تلسكوپ و روشي تداخل سنجي در عملي بي سابقه، داده هاي بسيار دقيق و ارزشمندي را پيرامون ستارگان غول سرخ در دور دست هاي كهكشان بدست آورديم.در حقيقت ما با اين كار به آينده خورشيد نگريسته ايم.باور عادي ما از ستارگان اين بوده است كه آنها بايد به صورت يك توپ گازي متقارن باشند.اما بيش از 30% از ستارگاني كه ما روي آن ها تحقيق و بررسي انجام داده ايم داراي شكلي نا متقارن و نا موزون مي باشند،اين موضوع حاكي از آن است كه اين ستارگان در مراحل پاياني عمر خود دچار دگرگوني شده اند.اين درست زماني است كه خورشيد تبديل به يك سحابي سياره نما خواهد شد.

از جمله مزاياي ديگر اين تحقيقات كه توسط راگلند و همكارانش صورت گرفت، اثبات اين موضوع بود كه با بكار گيري چند تلسكوپ اپتيكي مرتبط به جاي يك ابزار بزرگ، مي توان تصاويري با وضوح بسيار بالا حتي بسيار بهتر از موارد قبلي بدست آورد.در حال حاضر دانشمندان مشغول بررسي امكان به كار گيري پنج و يا حتي شش تلسكوپ فرو سرخ به طور مرتبط مي باشند.

پروفسور لي آن ويلسون از دانشگاه ايالتي آيوا كه مسئوليت ثبت و نگارش تحقيقات را بر عهده داشته است،مي گويد:استفاده از سه تلسكوپ گام بسيار بزرگي در زمينه رصد هاي اپتيكي مي باشد.زماني كه شما از چنين ابزارهايي استفاده مي كنيد،نه تنها مي توانيد اندازه يك ستاره را بيان كنيد، بله مي توانيد متقارن بودن و يا عدم تقارن آن را نيز تشخيص دهيد.اگر ما از تلسكوپ هاي بيشتري استفاده كنيم قادر خواهيم بود تا تصويري حقيقي از اين ستارگان بدست آوريم.

راگلند و ويلسون به طور مشترك از سازمان فضايي ناسا و فرانسه نتيجه تحقيقات خود را ارائه دادند كه توسط ژورنال اختر فيزيك نيز تاييد شده است.

تداخل سنج ها با تركيب نور هاي دريافتي سه تلسكوپ ،جزئيات بيشتري را به نمايش مي گذارند.مي توان اين گونه تصور كرد كه تلسكوپي به بزرگي فاصله سه تلكسوپ از يكديگر پديد مي آيد.در ستاره شناسي راديويي به دليل بلند بودن طول امواج راديويي گسيل شده (چند سانتي متر تا چند متر) نمايان ساختن تفاوت هاي بسيار ناچيز طول موج ها در زمان دخول نور در تلسكوپ هاي مختلف بسيار ساده است. در حالي كه تداخل سنجي فرو سرخ براي امواجي كه طول آن ها در حدود يك و نيم ميكرون و يا يك صدم ميليمتر است،كار را بسيار مشكل مي كند.(اين طول موج ها در مقايسه با طول موج هاي راديويي چيزي در حدود يك ميليون بار كوچك ترند).

سحابى حلقوى(عكس از رصد خانه كك)

در طول موج هاي كوتاه ثبات و پايداري استقرار ابزار نقش حياتي دارد،زيرا كوچكترين لرزشي كل سنجش ها را مختل مي كند.علاوه بر اين دانشمندان در اين پروژه تكنولوژي را نويني به كار بردند. آنها يك تراشه نيم اينچي يونيك(اپتيك يكپارچه براي جمع آوري پرتو هاي نور )*استفاده نمودند.اين تفاوت بارز اين تحقيق با ساير پژوهش هاي انجام شده بود كه در آن ها از تعداد زيادي آينه براي هدايت پرتو هاي پراكنده نور به يك گيرنده مركزي استفاده مي شد.

هدف اصلي راگلند تمركز بر روي ستاره هايي با جرم كم و متوسط بود. ستارگاني كه از سه چهارم تا سه برابر خورشيد جرم داشتند.اين ستارگان زماني كه به مراحل پاياني عمر خود (ميليون ها سال پيش)نزديك مي شدند، بسيار حجيم شده و شروع به سوزاندن هليوم مي كنند.در زمان فعاليت يك ستاره درخشندگي و گرماي آن از سوختن هيدروژن و تبديل شدن آن به هليوم حاصل مي شود.در مراحل پاياني اين ستارگان از هسته اي بسيار چگال از كربن و اكسيژن تشكيل شده اند كه توسط پوسته اي ضخيم احاطه مي شود.در يك چرخه مداوم هيدروژن به هليوم تبديل مي شود و هليوم به كربن و اكسيژن.در بيشتر اين نوع ستارگان چرخه تبديل هيدروژن به هليوم براي مدت صد هزار سال ادامه خواهد داشت و موجب درخشندگي ستاره مي گردد.در بسياري از موارد ستارگان دويست هزار سال پايان عمر خود را همچون يك ستاره متغيير مي گذرانند.ميزان درخشندگي اين ستارگان هر هشتاد تا هزار روز تغيير مي كند.اين گونه از ستارگان را ستاره نخستين نيز مي نامند.ستاره ميرا در صورت فلكي قيطس(نهنگ) نمونه اي بارز از يك ستاره متغيير است.

راگلند مي افزايد:يكي از دلايل علاقه من براي بررسي اين گونه از ستارگان،سرنوشت مشابه اي است كه خورشيد نيز در آينده دچار آن خواهد شد.

در همين زمان است كه ستارگان در اثر بادهاي بسيار عظيمي در سطح ،لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهند.پس از آن سحابي سياره نمايي در حال گسترش پديد مي آيد كه كوتوله اي سفيد را در ميان خود نگاه مي دارد.هنگامي كه ستاره لايه هاي خود را به اطراف مي پراكند مانند يك سو پاپ شروع به تپيدن مي كند.زمان تپش هم ماهانه آغاز شده و به صورت سالانه ادامه مي يابد.راگلند و گروهش در اين پروژه توانستند سي و پنج ستاره متغيير(ميرا مانند)،هجده ستاره متغيير نيمه منظم و سه ستاره متغيير نامنظم را مشاهده و ثبت كنند.تمامي اين ستارگان در فاصله در حدود 1300 سال نوري از زمين قرار دارند.دوازده عدد از ستارگان متغيير (ميرا مانند) درخششي نا متقارن داشتند،اين در حالي است كه تنها سه عدد از ستارگان ستاره متغيير نيمه منظم و يك ستاره متغيير نامنظم چنين حالتي داشته اند.

راگلند در پايان افزود :دليل اين عدم تقارن در درخشندگي هنوز در پرده اي از ابهام قرار دارد.مدلي كه توسط ويلسون ارائه شده است بيان مي دارد كه وجود يك سياره همدم با اندازه اي در ابعاد مشتري شيار هايي در باد هاي ستاره اي پديد مي آورد.اين شيارها از لحاظ ظاهري باعث ايجاد شكلي نا متقارن مي شوند.گمان مي شود كه سياره اي در ابعاد زمين نيز در فاصله بسيار نزديك به ستاره ، قادر به ايجاد چنين شيار هايي مي باشد.اگر چه كه سياره اي چنان نزديك به يك غول سرخ پس از مدت كوتاهي توسط خود ستاره بلعيده مي شود.

تفاوت ميزان موادي كه توسط ستاره به بيرون رانده مي شوند نيز مي تواند به صورت ابر هايي متراكم(هم چگال) مانع از رسيدن نور بخشهايي از ستاره شود.

ويلسون مي افزايد:دليل اين موضوع هر چيزي كه هست،يك موضوع مهم را به ما يا آوري مي كند،نظريه اي كه در آن ستارگان به طور يكنواخت مي درخشند ،كاملا اشتباه است.ما بايد مدل هاي سه بعدي جديدي را ارائه نمايم.

رکورد سرعت نور شکسته شد . . .!!!

physic-pnu — Sun, 29 Apr 2007 13:59:40 GMT

7 مارچ 2007 - دانشمندان در کمپانی NEC موفق شدند سرعت یک شعاع نور را به بالاتر از سرعت حرکت عادی نور برسانند و یکی از ثابتهای فیزیک که تا کنون تغییر ناپذیر به نظر میرسید را زیر سوال ببرند.

آنها در این آزمایش، یک پرتو نور از میان یک محفظه اتمی سزیم (cesium عنصر 55 جدول عناصر شیمیایی) که مخصوص این آزمایش تدارک دیده شده بود عبور دادند. این پرتو نور 62 نانو ثانیه (میلیاردم ثانیه) زودتر از آنچه در شرایط عادی انتظار میرفت، به انتهای محفظه رسید.

به گزارش این آزمایشگاه: "تجربه ما با نسبیت خصوصی اینشتاین (Einstein) مغایرتی ندارد، اما نشان میدهد که تصور عمومی و نادرستی که میگوید هیچ چیز نمیتواند سریعتر از نور حرکت کند، صحت ندارد".

"این قانون میتواند تنها در مورد مواد دارای جرم ساکن صحت داشته باشد. نور میتواند به شکل موج به نظر برسد و فاقد جرم است، در نتیجه سرعت نور در محیط خلا به این قانون محدود نمیشود".

این محفظه مخصوص تا بیشترین حد ممکن نزدیک به صفر مطلق ( 273.15 - درجه سانتیگراد) سرد شده است. ترکیب سرما با سزیم موجب شده که پرتو نوری با تعریف جدید به وجود آمده و با سرعتی بیش از 299,337.98 کیلومتر در ثانیه حرکت کند.

جالب بود نه؟؟؟ با نظر خودت میتونی به من انرژی بدی تا . . .

كوانتوم و فيزيك جديد

physic-pnu — Mon, 23 Apr 2007 16:52:18 GMT

فيزيك مكتب كپنهاگ

با ظهور مكانيك كوانتومي ديدگاه به جهان به شكل عميقي تغيير كرد. مفاهيم فيزيك كلاسيك نظير ذرات ، ذرات پرتابه‌ها ، سرعتها ، اسپين و انرژي ديگر رسا نبودند. انقلاب در مفاهيم فيزيك كه بوسيله "فيزيك نوين" رخ داد (و در واقع در دهه 1920 گسترش يافته بود) چنان عميق بود كه هنوز ، جز براي فيزيكدانهاي حرفه‌اي ، براي عامه مردم آنچنان قابل فهم نيست. بنابراين ، بسيار جالب خواهد بود كه به نمايشنامه تئاتري "كپنهاك" نوشته ميشل فراين اشاره كنيم كه در تئاترهاي مهم جهان نظير لندن ، نيويورك و استكهلم به روي صحنه رفت.

اين نمايشنامه به روش بسيار استادانه و مارهانه‌اي مقوله‌هاي ظريف و در هم آميخته اخلاقي و سياسي كه منجر به ساختن بمب اتمي شد، همراه با سوالهاي پيچيده مربوط به تفسير مكانيك كوانتومي را مطرح مي‌سازد. نمايشنامه حول ملاقات سري هايزنبرگ در آزمايشگاه بور در دانمارك كه اشغال شده و در سپتامبر 1941 اتفاق افتاد متمركز شده است و تنها سه نفري كه روي صحنه ظاهر مي‌شوند ورنر هايزنيرگ ، نيلس بور و مارگارت بور (همسر نيلس بور) هستند. در تلاش براي بازسازي رويدادهاي دهه‌هاي بعد از ملاقات هايزنبرگ ، گفتگوها گاهي به جزئيات نشيبها و فرازها و رنجها و پيروزيهاي مربوط به توسعه فيزيك نوين مي‌پردازد.

براي فيزيكدانها ، نمايشنامه يقينا ابعاد ديگري از بسياري پرسشهاي مفهومي را كه هنگام مطالعه اين حوزه از علم با آن دست به گريبان مي‌شوند، مطرح مي‌سازد.

ادامه این مقاله را در ادامه مطلب دنبال کنید .. .. .. .. .. با تشکر