☆☆ مدل جدید نظریه ریسمان : جهان ما روی یک حباب، سوار است!

☆ محققان دانشگاه اوپسالا (Uppsala University)، مدل جدیدی طبق نظریه ریسمان برای جهان پیشنهاد کرده‌اند که می‌تواند معمای انرژی تاریک را حل کند. این مقاله جدید که در مجله‌ی Physical Review Letters منتشر شد، مفهوم ساختاری جدیدی را برای جهانی که روی حبابی در حال انبساط در یک بعد اضافی سوار است، پیشنهاد می‌دهد.

خیلی وقت است چشم امید ما به نظریه‌ ریسمان است تا پاسخ این معما را بدهد. بنابر نظریه ریسمان تمام مواد از موجودات ریسمان‌مانند ریزی که در حال ارتعاشند، تشکیل شده‌اند. از طرفی، این نظریه به ابعاد فضایی بالاتری نیاز دارد.

☆ دانشمندان در این مقاله، مدل جدیدی پیشنهاد کرده‌اند که ضمن دربرداشتن انرژی تاریک، جهان را روی یک حباب در حال انبساط در یک بُعد اضافی درنظر می‌گیرد. کل جهان، بر لبه‌ی این حبابِ در حال انبساط جای داده می‌شود. تمام مواد موجود در جهان متناظر با انتهای رشته‌هایی هستند که درون این بُعد اضافی گسترش می‌یابند. محققان نشان می‌دهند که حباب‌های در حال انبساط از این نوع می‌توانند در چارچوب نظریه ریسمان به وجود آیند. امکان دارد حباب‌های بیشتری نسبت به حباب‌های ما وجود داشته باشند که متناظر با جهان‌های دیگر هستند.در حالیکه راه را برای آزمایش نظریه ریسمان نیز هموار می‌کند.

☆☆ آیا فضا مملو از کف کوانتومی است؟

☆ به باور فیزیکدانان کوانتومی، ذرات مجازی بعنوان نوسانات گذرا در تار و پود فضا-زمان وجود دارند؛ مثل حباب های درون کف صابون. «اریک پرلمن» استاد فیزیک و علوم فضایی در مؤسسه فناوری فلوریدا گفت: «حباب های درون کف کوانتومی میلیاردها برابر کوچکتر از هسته اتم بوده و برای کسر بسیار کوچکی از ثانیه دوام می آورند.»
به باور دانشمندان «اگر کف کوانتومی واقعیت دارند، ذرات باید در همه جای فضا حضور داشته باشند. علاوه بر این، چون ذرات از ماهیت موج برخوردارند، امواج نیز باید در همه جا باشند.

☆ اینکه با قاطعیت بگوئیم کف کوانتومی وجود دارد یا ندارد، میتواند در درک ماهیت درست واقعیت بسیار مفید باشد. اما آزمایشات اخیر چیز دیگری می گویند. یکی از راه های محتمل برای بررسی وجود کف کوانتومی، اندازه گیری مدت زمان حرکت فوتون های حاصل از انفجارهای ستاره ای در فواصل طولانی است. اگر فضا-زمان مسطح و ملال آور است، دو فوتون آزاد شده از منبع یکسان باید در زمان یکسانی یک فاصله مشخصی را طی کنند. اما در صورتی که فضا-زمان کفدار باشد، سرعت فوتون با نوسانات و اختلالات اندک کاهش می یابد.

منبع: دیپ لوک | سایت علمی بیگ بنگ



🆔@physics3p

🌌 اختروش ها (قسمت اول)

در اواخر دهه ی 1950 میلادی، ستاره شناسان رادیویی فهرست های انباشته از منابع رادیویی را که با هیچ شئ مرئی آشنایی مشخص نمی شدند، گردآوری کردند. توماس ماتیوس و آلن ساندیچ در 1960 میلادی که در جستجوی منابع نوری و رادیویی بودند، یک شئی ستاره مانند ضعیف قدر 16 (از این رو شئی شبه ستاره ای یا اختروش نامیده شدند) را در موقعیت شئی رادیویی 3C48 کشف کردند. (3C به معنای سومین فهرست کمبریج است) این شئی دارای طیفی از خطوط نشری پهن بود که امکان شناسایی آن نبود و آن نور فرابنفش بیشتری از یک ستاره ی معمولی رشته اصلی نشر می کرد.

این شئی تا سال 1963 میلادی یک شئی بی نظیر باقی ماند تا این که منبع رادیویی قوی 3C 273 با یک شئی ستاره مانند قدر 13 شناسایی شد. خطوط نشری 3C 273 به همان اندازه ی خطوط نشری 3C 48 معماگونه بودند: آن ها با هیچ یک از خطوط اتمی شناخته شده منطبق نبودند.

اولین جسم شبه ستاره ای که قرمزگرایی طیفی آن شناسایی شد، منبع رادیویی 3C 273 بود. خطوط نشری در طیف 3C 273 یک نظم آشنا را که حاکی از خطوط بالمر هیدروژن است، نشان می دهند، اما به نظر می رسند که به مقدار زیادی به طرف قرمز خطوط بالمر معمولی جابجا شده اند. مارتین اشمیت، آنها را به عنوان رشته های بالمری شناسایی کرد و یک قرمزگرایی z=0.158 را محاسبه نمود. با پذیرش مفهوم مقادیر بزرگ z، سایر خطوط ممکن است شناسایی شوند. جنبه ی برجسته ی این خطوط واقعیتی است که همگی آنها دارای انتقال زیادی به طرف قرمز هستند، به طوری که قرمز گرایی مربوط به این مقادیر z از 0.06 تا بیشتر از 4 است. برای مثال، در بسیاری از موارد خط لیمن که معمولا 121.6nm است، به طرف قسمت مرئی طیف انتقال می یابد.

▫️مشخصه اصلی اختروش ها، قرمزگرایی بسیار بزرگ آنها است. طبیعی ترین توضیح این قرمزگرایی ها یک توصیف کیهان شناختی است: اختروش ها در انبساط جهان شرکت دارند. اگر چنین باشد، قرمزگرایی های بزرگ آنها حاکی از آن است که آنها بسیار دور از ما هستند و باید مقدار انرژی زیادی مصرف کنند. برای مثال، اگر به علت انبساط جهان قرمزگرایی 3C 273 برابر 0.16 باشد، به یک فاصله ی 480Mpc دست می یابیم (از طریق قانون هابل و سرعت انبساط). در این فاصله، برای ظاهر شدن در قدر ظاهری 13، 3C 273 باید تقریبا 40^10 وات یا در حدود 40 برابر درخشان ترین کهکشان ها نشر کند. یک اختروش نمونه در حدود 1000 برابر یک کهکشان مارپیچی معمولی توان تولید می کند، بیشتر آن را در فروسرخ گسیل می دارد.

❓ بنابراین، یکی از سوال های اساسی در مورد اختروش ها این است که چطور می توانند که این مقدار انرژی بالا را تنها در طی چند سال تولید و نشر کنند!

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

🆔@physics3p

🌌 اختروش ها (قسمت دوم)
🔸 منابع انرژی اختروش ها

تقریبا تمام طیف پیوسته ی اختروشی از نشر همزمانی ناشی می شود: الکترون ها با تندی بالا در یک میدان مغناطیسی می چرخند، همان طوری که این الکترون ها تابش الکترومغناطیسی نشر می کنند، انرژی از دست داده و کند می شوند. تابش را با انرژی کمتر و کمتر گسیل می دارند. این کاهش سرعت الکترون های سریع حاکی از آن است که تهیه الکترون هایی با انرژی بالا بایستی حداقل در حدود هر سال یا مانند آن دوباره انجام شود. منبع مرکزی انرژی یک اختروش باید سالانه ابر هایی با الکترون های انرژی بالا که مشتمل بر حداقل 43^10 ژول هستند، به بیرون پرتاب کنند. بقیه ی اختروش مانند یک ماشین تبدیل کننده عمل می کند، یعنی انرژی الکترون ها را دریافت و به اشکال دیگر تبدیل می کند. چه منبع انرژی ای در قلب اختروش نهفته است؟

پیشرفته ترین الگوی اختروش تا به امروز، سیاه چاله های بسیار سنگین را در بر دارد، اجرامی با جرم حدود 7^10 تا 9^10 برابر جرم خورشیدی. این الگو از منابع پرتو های X دوتایی ناشی می شود که در آن مواد حاصل از یک ستاره معمولی به صورت قرصی برافزایشی اطراف یک سیاه چاله قبل از اینکه به داخل آن سقوط کنند، شکل می گیرند. در الگوی اختروش، به یک سیاه چاله بسیار سنگین در یک هسته ی کهکشانی متراکم توسط شکست جزر و مدی مدی ستارگان عبوری سوخت داده می شود. مواد ستاره ای، یک قرص برافزایشی را تشکیل می دهند و همانطوری که به طور مارپیچ به طرف داخل سیاه چاله پیش می روند تابش کرده و به اختروش انرژی می دهند. بیرون راندن های گاز یونیده ممکن است عمود بر جهت محور چرخش قرص صورت می گیرند؛ اینها ممکن است به صورت جت هایی از هسته قابل رویت باشند.

محاسبات الگویی نشان می دهند که تابندگی های 12^10 برابر تابندگی خورشید، در حدود اختروش های درخشان، با فروریزش مواد به مقدار یک واحد جرم خورشیدی یا کمتر در عرض یکسال ممکن می باشد. یک جنبه از این الگو که عملی است آن است که سیاه چاله بسیار سنگین به آسانی می تواند تابندگی هم سطح یک اختروش در ناحیه ای از فضا را که فقط چند سال نوری قطر دارد تولید کند (شعاع شوارتزشیلد (فاصله ای در یک سیاه چاله بدون تکانه که در فاصله های کمتر از آن نور توانایی فرار از گرانش سیاه چاله را ندارد.) از یک سیاه چاله به جرم 8^10 جرم خورشید فقط 8^10×3 کیلومتر یا حدود 2 واحد نجومی است)، و تبدیل انرژی را (از گرانشی به تابشی) با کارایی بالا انجام می دهد.

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

🆔@physics3p

آزمایش تامسون

در آزمایش تامسون الکترون ها از طریق یک فیلم نازک چندبلوری پراشیده، و فریزهای پراش نیز مشاهده شدند. این نتیجه تأییدی دوباره بر رفتار موجی الکترون ها است.

آزمایش دیویسون-ژرمر الهام بخش دیگران برای به دست آوردن طرح های پراش با طیف وسیعی از ذره ها بود و طرح های تداخلی با ذره های بزرگ و بزرگتر مانند نوترونها، پروتونها، اتم های هلیوم و مولکول های هیدروژن به دست آمدند.

به تازگی تداخل موج دوبروی مولکول کربن 60 ( C60) به وسیله ی پراش از یک توری جذبی مشاهده شده است. این مشاهدات دیدگاهی که هر مولکول C60 تنها با خودش تداخل میکند را تأیید کرد (مولکول C۶۰ تقریبا یک جسم کلاسیکی است).

🆔️@physics3p

🌌 اختروش ها (قسمت سوم) (قسمت آخر)
♦️طیف های خط جذبی

اگر چه خطوط نشری اختروش ها در ابتدا وجود آنها را اطلاع دادند و شاید خصوصیت بسیار برجسته آنها را حفظ نمودند. اکثر، یا شاید تمام اختروش ها با انتقال به قرمز های بزرگ 2.2 نیز خطوط جذبی قوی در طیف هایشان را دارا می باشند. انتقالات خط جذبی همیشه تقریبا کمتر یا برابر انتقال خط نشری می باشد.

برای آشکار سازی خطوط جذبی، بایستی به مجموعه بسیار خاصی از شرایط دست پیدا کرد. ابتدا، بایستی یک منبع نشر پیوستار وجود داشته باشد. ثانیا، بین منبع پیوستار و ناظر بایستی محیطی که قادر به جذب بعضی از فوتون های پیوستار است، وجود داشته باشد. خطوط جذبی اطلاعات بیشتری راجع به محیط جذب کننده منبع ارائه می هد. به علت اینکه احتمالا اختروش ها در فواصل دور قرار دارند، موضع فضایی محیط جذب کننده ممکن است در جائی کاملا نزدیک به اختروش تا در عمق فضای بین کهکشانی باشد.

آر.جی.ویمن (R.J. Weymann) یک سیستم رده بندی برای سیستم های خط جذبی در اختروش ها پیشنهاد کرده است. رده ها به صورت زیر توصیف می شوند:
نوع A: اختروش های خظ جذبی پهن (BAL). در این طیف ها فرورفتگی های بسیار پهن جذبی را می بینیم. سرعت های پرتابی استنباط شده تا حدود 0.1c می رسد.
نوع B: سیستم های خط تیز سرعت کم. در این طیف ها اختلاف های سرعت بین نواحی جذب کننده و نشر کننده تا 3000km/s می رسد. خطوط C IV (کربن دو بار یونیده) معمولی ترین خطوط دیده شده می باشند.
نوعC: خطوط فلزی تیز. سیستم های نوع C به طور فیزیکی با اختروش ها مربوط نیستند.
نوعD: جنگل لیمن آلفا. این سیستم ها خطوط تیز لیمن آلفا را نشان می دهند و به طور فیزیکی به اختروش ها مربوط نیستند. اغلب سیستم های زیادی با انتقال به قرمز های متفاوت می توانند دیده شوند.

❓چگونه رده های خط جذبی را تعبیر کنیم؟ ظاهرا الگو ها برای سیستم های BAL بایستی گاز جذب کننده را در مجاورت اختروش ها قرار دهد. یک الگو پیشنهاد ابر های بین ستاره ای موجود از قبل را در داخل هسته اختروش و در ابعاد 1kpc دارد، که در کهکشان های مارپیچی نیم رخ فرو رفته است. بادی با سرعت بالا، چگالی کم ابر ها را شتابدار می کند. بنابراین اتم هایی وجود دارند که در بازه پیوسته ای از سرعت به بیرون جاری بوده و قادرند فوتون ها را در بازه وسیعی از طول موج ها جذب نمایند.

▫️انواع B و C هر دو خطوط باریک فلزی نمایان می کنند. به علت اینکه عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیوم فقط در ستارگان به وجود می آیند، این خطوط بایستی از مواد سرچشمه گرفته از کهکشان ها نتیجه شده باشند. احتمالا سیستم های با کمترین اختلاف سرعت از ابر های درون کهکشان مادر یا از کهکشان های واقع در همان خوشه منشا می گیرند.

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

🆔@physics3p

تعبیر کپنهاگی

معادلات کوانتوم پاسخ های به مراتب دقيق و درستی به پدیده ها می دادند، اما بر سر اینکه این پاسخ ها دقیقا به چه معنا هستند رقابت سختی در جریان بود، شرودینگر سعی در بیان موجی کوانتوم داشت و هایزنبرگ از بیان ماتریسی دفاع می کرد، در این میان نیلز بور فیزیکدان دانمارکی، با درهم آمیختن معادله ی موج شرودینگر و اصل عدم قطعیت هایزنبرگ، تفسیر جدیدی از کوانتوم ارائه داد که به تفسیر کپنهاگی معروف شد و در حال حاضر مقبول ترین تفسیر مکانیک کوانتومی در بین فیزیکدانان است!

اصل مکملیت: در ادبیات کهن ما، داستانی هست که ممکن است آن را شنیده باشید، داستان فیلی که در اتاقی تاریک قرار داشت و عده ای با دست کشیدن به بدن فيل قصد توصیف آن را داشتند، یکی پاهای فیل را لمس کرده و فیل را ستون می پنداشت، دیگری دست بر گوش های فیل کشیده و آن را بادبزن فرض می کرد و...

هرکس مطابق تجربه ی خود بخشی از فیل را توصیف می کرد که بخشی از واقعیت بود اما نه تمام آنا نیلز بور فیزیکدان برجسته ی دانمارکی در کوران رقابت ها بر سر توصیف کوانتوم به یک رهیافت فلسفی دست زد که بی شباهت به این داستان نیست، او عنوان کرد که در کوانتوم رفتار ریز ذرات شامل دیدگاه های گوناگونی ست که گرچه ممکن است جمع آنها متناقض باشد اما هریک بخشی از واقعیت هستند و برای توصیف کامل پدیده ما نیازمند استفاده از تمامی آنها هستیم، در عین حال که نمی توان تمامی این دیدگاه ها را در غالب یک پدیده جمع کرد!

آزمایش دو شکاف را به خاطر بیاورید، نور هم ذره است و هم موج، ما با آزمایش خصوصیت ذره ای نور، بلافاصله خصوصیت موجی نور را از دسترس مشاهده خارج خواهیم کرد و بالعکس.

اما هر دوتای این توصیفات برای توصیف کامل پدیده نیاز است، این ایده تحت عنوان "اصل مكمليت" ارائه شد.

رمبش تابع موج بور ضمن پذیرش اصل عدم قطعیت دریافت که این اصل کاستی هایی نیز دارد، او بیان می داشت که هرگز نمی توان ناظر را از پدیده ی مورد مشاهده جدا کرد، در واقع این مشاهده ی ناظر بود که بین رفتارهای احتمالی موج- ذره فیزیک کوانتومی، رفتار نهایی سیستم را انتخاب می کرد، این سخنان به شدت اصل بی طرفی علم را مورد تردید قرار داده و مخالفت های بسیاری برانگیخت.

گفتیم که ما ذرات بنیادی و امواج را در یکی از حالت های ممکن می بینیم، اما چه چیزی تصمیم می گیرد که کدام یک از حالت ها نمایان شود؟ چرا اگر بخواهيم فوتون را که از یک شکاف می گذرد گیر بیاندازیم رفتار ذره گونه از خود بروز می دهد اما وقتی از دو شکاف می گذرد مانند امواج الگوی تداخلی ایجاد می کند؟

طبق نظر بور و حامیان تفسیر وی که به تفسیر کپنهاگی معروف شد، نور همزمان در هر دو حالت وجود دارد، هم موج و هم ذره، فقط هنگامی که مورد مشاهده و اندازه گیری قرار می گیرد به یکی از دو حالت نمود پیدا می کند، بنابراین این ما هستیم که تصمیم می گیریم که چگونه تبدیل شود.

به این اتفاق رمیش تابع موج می گویند. در واقع تمام احتمالات برای نتایج در معادله ی موج شرودینگر در نظر گرفته شده و به محض مشاهده سیستم، تمام احتمالات دیگر از بین رفته و پدیده بصورت یکی از نمود های خود که همان نتیجه است، ظاهر می شود.

این تفسيرها و نتایج آنچنان انیشتین را آشفته ساخت که جمله ی معروف " من در هرحال مطمئنم که خداوند تاس نمی اندازد" را به زبان آورد.

🆔️ @physics3p

🌍 عمر زمین چقدر است؟

قسمت های هسته توده های قاره ای مسن ترین بخش های پوسته هستند. ما می توانیم عمر این صخره ها را از روی تلاشی رادیواکتیو حدس بزنیم و از آن، به عمر زمین پی ببریم. به خاظر ناپایداری طبیعی هسته های عناصر رادیواکتیو، فن تاریخ گذاردن رادیواکتیو موثر واقع می شود. وقتی این هسته ها تلاشی می کنند، به هسته های ساده تر تجزیه می شوند.

▫️ایزوتوپ های اولیه مادر نامیده می شوند و فراورده های حاصل اتم های دختر هستند. توسط گروه بزرگی از اتم های رادیواکتیو می توانید آهنگ عمده ای از تجزیه را تعیین کنید. نصف یک قطعه اورانیوم 238 (منظور عدد جرمی می باشد) در مدت 4.5 میلیارد سال به سرب 206 تلاشی می کند نیمه ی باقی مانده نیز در 4.5 میلیارد سال بعد و غیره.

شما در هر زمانی می توانید مقدار اورانیوم باقی مانده را محاسبه کنید، گرچه زمان تلاشی برای هر اتم اورانیوم نمی تواند تعیین شده باشد، برعکس با دادن یک نمونه سنگ شامل اورانیوم 238 و سرب 206 و داشتن نیمه عمر اورانیوم می توانید عمر نمونه را بدست آورید. این فن کارایی دارد زیرا حاصل آن عناصر نایاب در طبیعت می باشند.

▪️علاوه بر اورانیوم عناصری که می توانند به عنوان ساعت های رادیواکتیو عمل کنند عبارتند از: روبیدیم 87 که به استرانسیم 87 با یک نیمه عمر 47 میلیارد سال تلاشی می شود، و پتاسیم 40 که به گاز بی اثر آرگون 40 با یک نیمه عمر 1.3 میلیارد سال تبدیل می گردد. تاریخ حاصل عبارت است از زمان سپری شده از موقعی که سنگ ها جامد گردیده و اتم های مادر و اتم های دختر محبوس بوده اند. آهنگ نرمی و سختی صخره ها بعد از منشا آنها می توانند به ساعت های تاریخ گذاریشان برگردد.

فرض کنید n که عدد بزرگی است معرف تعداد اتم های رادیواکتیو باشد، تعداد متوسط تلاشی ها در فاصله زمانی dt برابر dn خواهد بود که این با شماره ی باقی مانده در زمان t متناسب است، بنابراین:
-dn = λndt => dn/n = -λdt
که λ ثابت تلاشی است. از این معادله انتگرال می گیریم: ln(n) = -λt + const در t=0 و n=n0، بنابراین:
ln(n) = -λt + ln (n0) => ln(n) - ln(n0) = -λt => ln (n/n0) = -λt
و سرانجام
n/n0 = exp(-λt)
نیمه عمر (τ) هنگامی رخ می دهد که n/n0 = 1/2 باشد، بنابراین:
τ = ln(2)/λ = 0.693/λ
سپس
n/n0 = exp(-0.693t/τ)

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

🆔@physics3p

تقارن و ابر تقارن

در فیزیک هنگامی که گفته می شود یک سیستم تقارن دارد که ویژگی های آن، در نتیجه ی برخی از تبدیلات مثل چرخش در فضا و یا تصویر آینه ای خود، بدون تغییر بماند.

برای مثال اگر یک دونات را بچرخانیم به همان شکل اول دیده خواهد شد. اما ابر تقارن نوع دقیق تری از تقارن است که نمی توان آن را با تبدیل معمولی فضا، معادل دانست. یکی از تعابیر مهم ابر تقارن این است که ذرات نیرو و ماده و در نتیجه خود نیرو و ماده،در حقیقت تنها دو شکل مختلف از یک چیز هستند.

این به آن معناست که هر ذره ای از ماده برای مثال کوارک دارای یک همزاد به صورت ذره ای از نیرو می باشد. همین طور هر ذره ی نیرو مثل فوتون، دارای همزادی به صورت ذره ی مادی است. مفهوم ابر تقارن توانست مشکل مقادیر نامتناهی را در مدل استاندارد حل کند.

بنابراین در تئوری ریسمانها تبدیلاتی وجود دارد که طبق آن جای فرمیونها و بوزونها عوض می شود، اما با این تبدیلات نباید معادلات فیزیکی تغییر کنند، مسئله ی ابر تقارن در تئوری ریسمانهاء نقشی بسیار عمده بازی می کند. به این ترتیب که ادعا می شود برای هر ذره ی اتمی، یک ذره ی مشابه به نام ذره ی اس وجود دارد.(S ذره)

مسئله ی تقارن یا ابر تقارن می گوید برای هر ذره ای، ذره ی دیگری وجود دارد که همه چیز آن مانند ذره ی اولی است، به جز اینکه اسپین یا گردش داخلی آن ذره متفاوت است.

این چرخش درونی به نوبه ی خود به دو صورت می باشد، بسته به این که عدد اسپین صحیح باشد یا کسری، یا بوزون است یا فرمیون. برای مثال فوتون و ذره ی هیگز بوزون می باشند، اما الكترون یا کوارک فرمیون هستند.

به عبارتی مهم تر ابر تقارن ارتعاشات کوانتومی را رام می کند. بی نهایت ها حذف می گردند.) ابر تقارن در نظریه ی ریسمانها به خوبی جای می گیرد و تمام نتایجی که در انرژی های بالاتر از تئوری ریسمانها گرفته می شود، نشان می دهد که این ابر تقارن بایستی وجود داشته باشد.

اما زمانی که انرژی پایین است، این ابر تقارن شکسته می شود، و هنگامی که ابر تقارن می شکند آن وقت ذراتی که جفت بودند می توانند پس از جدا شدن (شکسته شدن ابر تقارن) دارای جرم های مختلفی شوند. امید است در آزمایش سرن بتوان برای ذرات، جفت ابر تقارنی آنها را پیدا کرد.

🆔️ @physics3p

‍ 🟠 تابش جسم سیاه (قسمت اول)

هر کس که در یک شب صاف زمستانی به صورت فلکی جبار (شکارچی) نگاه کرده باشد، متوجه رنگ های شاخص ابط الجوزای سرخ فام (در شانه ی شمار شرقی جبار) و رجل الجبار آبی-سفید (در پای جنوب غربی) این صورت فلکی شده است. این رنگ ها حاکی از تفاوت دمای سطح این دو ستاره است. دمای سطحی ابط الجوزا حدود 3600k است و بسیار سرد تر از دمای سطح رجل الجبار است که 13000k می رسد.

ارتباط میان رنگ نور گسیل شده از یک جسم داغ با دمای آن نخستین بار در سال 1792 مورد توجه مخترع انگلیسی، توماس وج وود (Thomas Wedgewood) قرار گرفت. تمامی کوره هایی که وج وود آزمایش های خود را بر آن ها متمرکز کرده بود، با هر شکل و ساختاری، در یک دمای خاص به رنگ سرخ می درخشیدند. بررسی های بعدی فیزیک دانان نشان داد که هر جسمی با دمای بالای صفر مطلق در تمامی طول موج ها، با شدت های مختلفی نور گسیل می کند. وی فهمید که یک گسیل کننده ی ایده آل جسمی است که تمامی انرژی نورانی فرود آمده بر خود را جذب کرده و این انرژی را با طیف مشخصه ی نشان داده شده در شکل بازتاب نماید. از آنجا که یک گسیل کننده ی ایده آۀ، هیچ نوری را منعکس نمی کند، به آن جسم سیاه می گویند و تابشی را که از آن گسیل می شود، تابش جسم سیاه می نامند. امروزه می دانیم که با دقت بسیار خوبی می توان ستارگان را جسم سیاه در نظر گرفت.

▫️طیف جسم سیاه در طول موج λmax به بیشینه ی خود می رسد و با افزایش دما این طول موج کوتاه تر می شود. رابطه بین λmax و T به قانون جابجایی وین مشهور است:
T.λmax= 0.002897755 mk
🔺معادله ی استفان-بولتزمن
شکل تابش جسم سیاه همچنین نشان می دهد که با افزایش دمای جسم سیاه، در هر ثانیه انرژی بیشتری (در تمامی طول موج ها) گسیل می شود. آزمایش هایی که فیزیک دان اتریشی، ژوزف استفان (1893-1835) در سال 1879 انجام داد ثابت کرد که درخشندگی کل L برای جسم سیاهی با مساحت سطح A و دمای T (بر حسب کلوین) به صورت ذیل به دست می آید:
L = AσT^4
پنج سال بعد، فیزیک دان اتریشی دیگری به نام لودویگ بولتزمن (1906-1844) با استفاده از قوانین ترمودینامیک و فرمول ماکسول برای فشار تابشی، این معادله را که امروزه به معادله ی استفان-بولتزمن معروف است، استخراج نمود. مقدار عددی ثابت استفان-بولتزمن σ، چنین است:
σ= 5.6704 x 10^-8 Wm^-2k^-4
برای یک ستاره کروی به شعاع R و مساحت سطح A= 4πR^2، معادله ی استفان-بولتزمن به صورت زیر در می آید:
L= 4πR^2σTe^4
از آنجا که ستارگان دقیقا مشابه جسم سیاه رفتار نمی کنند، ما از این معادله برای تعریف دمای موثر سطح ستاره (Te)، استفاده می کنیم. ترکیب این معادله با قانون عکس مجذوری (رابطه عکس مجذور فاصله با تابش) ثابت می کند که در فاصله ی سطح ستاره (r=R)، شار سطحی (بر حسب وات بر متر مربع) به این صورت خواهد بود:
Fسطح= σTe^4

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

🆔@physics3p

‍ 🟠 تابش جسم سیاه (قسمت دوم)

یکی از مسائلی که فیزیک دانان قرن نوزدهم با آن دست به گریبان بودند، عدم توانایی آنها در استخراج منحنی تابش جسم سیاه از روی اصول بنیادی فیزیک بود. لرد ریلی (1919-1824) تلاش نمود تا با به کارگیری معادلات نظریه ی الکترومغناطیس کلاسیک ماکسول، همراه با نتایج به دست آمده از فیزیک گرمایی، معادله ی آن منحنی را بدست آورد. راهکار وی، استفاده از گویی با دمای T بود که با تابش جسم سیاه پر می شد. این گوی را می توان بسان اجاق داغی مملو از امواج ایستای تابش الکترومغناطیس در نظر گرفت. اگر L فاصله ی میان دیواره های اجاق باشد، طول موج های مجاز تابش ...λ= 2L,L,2L/3,2L/4,2L/5 خواهند بود و این تا بینهایت به سوی طول موج های کوتاه تر ادامه خواهد یافت (این موضوع مشابه امواجی ایستا بر ریسمانی به طول L است که دو سر آن به دو جای ثابت محکم شده باشد. طول موج های مجاز همانند طول موج های امواج ایستای الکترومغناطیس هستند). طبق فیزیک کلاسیک، مقدار انرژی هر یک از این طول موج ها برابر است با kT که k= 1.3806503 x 10^-23 ثابت بولتزمن است (توجه کنید که ثابت استفان-بولتزمن با ثابت بولتزمن یکی نیست)(که در قانون گاز ایده آل نیز به شکل PV = NkT ظاهر می شود). استنتاج ریلی نتیجه ذیل را در پی داشت:
Bλ (T) = 8ckT/λ^4
که در آن c سرعت نور و Bλ (T) شدت تابع نشر جسم سیاه که وابسطه به دما می باشد. این رابطه با دقت خوبی برای طول موج های بلند برقرار است.

با این حال بلافاصله، یک مشکل اساسی در نتیجه ی ریلی مورد توجه قرار خواهد گرفت؛ معادله ی وی برای Bλ (T) وقتی که0→λ میل می کند، به بی نهایت نزدیک می شود. منشا این مشکل آ« است که با توجه به فیزیک کلاسیک، وجود تعداد قابل توجهی طول موج بسیار کوتاه انرژی نامحدودی را برای تابش جسم سیاه و در داخل اجاق پیش بینی می کند. این نتیجه گیری نظری به قدری مضحک است که به آن لقب "فاجعه فرابنفش" داده اند. امروزه معادله ی بالا را با نام قانون "ریلی-جینز" می شناسند (جیمز جینز (1946-1877) اخترشناس بریتانیایی، خطایی عدد در کار اولیه ی ریلی یافت. نتیجه ی تصحیح شده اکنون به نام هر دوی آن ها ریلی-جینز نامیده می شود).

وی همچنین تلاش می نمود تا رابطه ی ریاضی دقیقی را برای منحنی تابش جسم سیاه ارائه دهد. وی با الهام از قانون استفان-بولتزمن و فیزیک گرمایی کلاسیک، توانست قانونی تجربی ارائه دهد که به توصیف منحنی در طول موج های کوتاه می پرداخت اما از توصیف آن در طول موج های بلندتر عاجز بود:
Bλ (T) = aλ^-5 e^(-b/λT)
در اینجا a و b ثابت هایی هستند که به دلیل تطابق با داده های تجربی انتخاب شده بودند.

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

🆔@physics3p

‍ 🟠 تابش جسم سیاه (قسمت سوم) (قسمت پایانی)

سرانجام در اواخر سال 1900 یک فیزیک دان آلمانی به نام ماکس پلانک (1947-1857) دریافت که می توان قانون وین را طوری اصلاح نمود تا طیف های جسم سیاه با دقت زیادی با آن چه در نمودار تابش جسم سیاه می بینید، مطابقت داشته باشد و در عین حال قانون ریلی-جینز هم در مورد طول موج های بلند درست عمل کند و به فاجعه ی فرابنفش منجر نشود:
Bλ (T) = (a/λ^5)/(e^(b/λT)-1)
پلانک برای تعیین ثوابت a و b، ضمن جلوگیری از فاجعه ی فرابنفش، از یک حقه ی ریاضی زیرکانه استفاده کرد. وی چنین فرض نمود که یک موج ایستای الکترومغناطیس با طول موج λ و فرکانس v=c/λ نمی تواند هر مقدار از انرژی قرار دادی را بدست آورد. بلکه، تنها می تواند مقادیر انرژی مجاز و خاصی را داشته باشد که مضارب صحیحی از انرژی موج کمینه هستند (در واقع پلانک، انرژی های ممکن برای تابش الکترومغناطیس فرضی را که از دیواره های اجاق گسیل می شدند محدود کرد). این انرژی کمینه، یعنی یک کوانتوم انرژی با رابطه hv یا hc/λ به دست می آید و h هم در اینجا یک ثابت است (ثابت پلانک). بنابراین انرژی یک موج الکترومغناطیس nhv یا nhc/λ است که n عددی صحیح و عدد کوانتومی موج را نشان می دهد. با در نظر گرفتن این بسته های کوانتیده شده انرژی، (موجی کوانتیده همراه با انرژی کمینه ای که با فرکانس موج متناسب است) حتی کل اجاق هم نمی تواند، انرژی کافی برای تامین حتی یک کوانتوم انرژی برای امواجی با طول موج کوتاه و فرکانس بالا را تامین کند. در نتیجه جلوی فاجعه ی فرابنفش گرفته می شود.

پلانک امیدوار بود که در پایان محاسباتش، ثابت h برابر صفر شود؛ مطمئنا در نتیجه ی پایانی وی برای Bλ (T)، نمی بایست ثابتی مصنوعی وجود داشته باشد. تدبیر پلانک موثر واقع شد! فرمول وی که اکنون تابع پلانک نامیده می شود به طور حیرت آوری با آزمایش ها مطابقت می کند، (اما در صورتی که ثابت h در معادله باقی بماند).
Bλ (T) = (2hc^2/λ^5)/(e^(hc/λkT)-1)
▫️مقدار ثابت پلانک h= 6.62606876 x 10^34 Js است.

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

🆔@physics3p

#فیزیک_کوانتوم

بهرام مبشرتلسکوپ جیمز وب اطلاعات جدیدی درباره تاریخ جهان و کهکشان به ما خواهد داد.


🆔@physics3p

‍ #فیزیک_کوانتوم

نخستین تصویر تمام رنگی ارسالی از تلسکوپ فضایی جیمز وب


جو بایدن رئیس جمهوری ایالات متحده، روز دوشنبه از نخستین تصویر مخابره شده از تلسکوپ فضایی جدید ناسا رونمایی کرد، عمیق‌ترین تصویر کیهان که تاکنون ثبت شده است نخستین تصویر ارسالی تلسکوپ فضایی ۱۰ میلیارد دلاری جیمز وب دورترین نمایی را که تاکنون بشر دیده است، چه از بعد مسافت و چه از بعد زمان نشان می‌دهد، فضایی که به آغاز جهان و مرز کیهان نزدیک‌تر است آقای بایدن که در کاخ سفید شاهد این تصویر بود، گفت این تلسکوپ یکی از دستاوردهای بزرگ مهندسی برای بشریت است.

این تصویر خیره‌کننده مملو از هزاران کهکشان است و کم‌نورترین اجرام تاکنون مشاهده‌شده را با رنگ‌های مادون قرمز تا آبی، نارنجی و سفید نشان می‌دهد.

تصویر یادشده که نخستین تصویر میدان عمیق وب نام دارد خوشه کهکشانی اس‌ام‌ای‌سی‌اس ۰۷۲۳ را نشان می‌دهد که به عنوان یک عدسی گرانشی عمل می‌کند و کهکشان‌های بسیار دورتر را بزرگ می‌سازد.تلسکوپ فضایی جیمز وب این عکس مرکب را در ۱۲.۵ ساعت ثبت کرد در حالی که چنین کاری برای تلسکوپ فضایی هابل هفته‌ها زمان می‌برد.ناسا می‌گوید که این عمیق‌ترین و واضح‌ترین تصویر از کیهان اولیه است که تاکنون گرفته شده و به ۱۳ میلیارد سال قبل بازمی‌گردد. بخشی از این تصویر نوری را نشان می‌دهد که از بیگ بنگ انفجار بزرگ فاصله زیادی ندارد.بیشتر در این باره تلسکوپ جیمز وب به مقصد نهایی در مدار خورشید رسیدطبق گزارش‌ها مجموعه بعدی تصاویر ارسالی از تلسکوپ فضایی جیمز وب روز سه‌شنبه منتشر خواهد شد. یک کمیته بین‌المللی تصمیم گرفته است که اولین تصاویر شامل تصویری از سحابی کارینا باشد، ابر عظیمی از غبار و گاز که ۷۶۰۰ سال نوری از زمین فاصله دارد.بزرگ‌ترین و قدرتمندترین تلسکوپ فضایی دسامبر گذشته از گویان فرانسه در آمریکای جنوبی به فضا پرتاب شد و در ماه ژانویه به فاصله ۱.۶ میلیون کیلومتری از زمین رسید، جایی که بتواند تصاویر را ثبت کند. این تلسکوپ در مسیری هم‌تراز با چرخش زمین به دور خورشید حرکت می‌کند ولی هیچ گاه در سایه زمین قرار نخواهد گرفت تا افق رصد آن کور نشودانتظار می‌رود که اکتشافات این تلسکوپ در مورد مراحل اولیه شکل‌گیری فضا از حدود صد میلیون سال بعد از بیگ‌بنگ تاکنون علم فضاشناسی را متحول کند. بر اساس فرضیه بیگ بنگ، شکل‌گیری و تکوین جهانی که با عنوان فضا می‌شناسیم حدود ۱۳.۸ میلیارد سال قبل آغاز شده است تلسکوپ فضایی جیمز وب با ارائه‌ی پنج عکس بسیار قابل توجه از اهداف مختلف در کیهان فعالیت خود را برای رصد کیهان به‌ طور رسمی آغاز کردجزئیات و کیفیت بالای این تصاویرنویدبخش کسب درکی بسیار بهتر و دقیق‌تر از پدیده‌ها و اجرام فضایی و امیدبخش دریافت اطلاعاتی قابل تامل از دوران اولیه کیهان است.


https://www.nasa.gov/webbfirstimages
Image Credits: NASA, ESA, CSA, and STScI⁣⁣

🆔@physics3p

‍ #فیزیک_کوانتوم

آیا جیمز وب حیات فرازمینی را یافته است؟

تلسکوپ جیمز وب نشانه خ از آب نشانه هایی از مه وشواهدی مبنی بر وجود ابرها را در سیاره فراخورشیدی wasp_96bیافته است.

تلسکوپ فضایی جیمز وب نشانه‌ای از آب، نشانه‌هایی از مه، و شواهدی مبنی بر وجود ابرها که زمانی تصور می‌شد در آنجا وجود ندارند را روی این سیاره مشاهده کرده است. این دقیق ترین طیف سیاره فراخورشیدی تا به امروز است.

یک طیف زمانی ایجاد می شود که نور به رنگین کمانی از رنگ ها تقسیم شود. هنگامی که وب نور یک ستاره را مشاهده می کند که در جو سیاره اش فیلتر شده است، طیف نگارهای آن نور را به رنگین کمان مادون قرمز تقسیم می کنند. با تجزیه و تحلیل آن نور، دانشمندان می توانند به دنبال نشانه های مشخصه عناصر یا مولکول های خاص در طیف سیاره باشند. به عبارت دیگر، می توانید این طیف را به عنوان یک بارکد برای جو WASP-96 b در نظر بگیرید.

wasp_96b
که در صورت فلکی ققنوس درجنوب آسمان قرار دارد1150 سال نوری از ما فاصله دارد این سیاره بزرگ و داغ با اتمسفر پف کرده است که بسیار نزدیک به ستاره خورشید مانند خود می چرخد. در واقع، دمای آن بیشتر از 1000 درجه فارنهایت 537 درجه سانتیگراد است به طور قابل توجهی گرمتر از هر سیاره در منظومه شمسی ما تصویر پس زمینه بر اساس آن چیزی است که ما از WASP-96 b می دانیم.

وب مستقیماً از سیاره یا جو آن تصویربرداری نکرده است. اگرچه Webb می تواند مستقیماً از سیاره های فراخورشیدی تصویربرداری کندتصاویر فقط یک نقطه نور را نشان می دهند.


🆔@physics3p

#فیزیک_کوانتوم

تلسکوپ جیمز وب چگونه گذشته را خواهد دید؟

🆔@physics3p

‍ 🟢 توزیع ماکسول-بولتزمن

برای درک بهتر مبنای فیزیکی طبقه بندی طیفی ستارگان، باید به دو سوال پایه ای پاسخ داد: احتمال یافتن الکترون ها در چه اوربیتال (مدار) هایی بیشتر است؟ اتم ها در مراحل مختلف یونش با چه اعداد نسبی ای مشخص می شوند؟
پاسخ هر دوی این سوال ها در شاخه ای از فیزیک که به مکانیک آماری معروف است، تحلیل می شود. این شاخه از فیزیک، ویژگی های آماری سیستمی که متشکل از چندین عضو است را بررسی می کند. برای مثال یک گاز می تواند حاوی تعداد زیادی از ذرات با سرعت ها و انرژی های متفاوتی باشد. هر چند که در عمل، مطالعه ی رفتار دقیق هر ذره به صورت مجزا امکان پذیر نیست اما کل گاز به صورت مجموعه ای واحد، ویژگی های تعریف شده و خاصی مثل دما، فشار و چگالی را داراست. برای چنین گازی که در تعادل گرمایی قرار دارد (دمای گاز به سرعت کاهش یا افزایش نمی یابد)، تابع توزیع ماکسول-بولتزمن کسری از ذرات با دامنه ی مشخصی از سرعت را تعیین می کند. تعداد ذراتی از گاز که در واحد حجم سرعتی بین v و v+dv دارند؛ توسط فرمول موجود در تصویر محاسبه می شود.

🔺که در آن n چگالی عددی کل (تعداد کل ذرات بر واحد حجم)، nv= ∂n/∂v و m جرم هر ذره، k ثابت بولتزمن و T دمای گاز بر حسب کلوین است.

تصویر موجود، توزیع سرعت های مولکولی را بر حسب کسری از مولکول هایی که سرعتی بین v و v+dv دارند، نشان می دهد. توزیع این سرعت ها از تابع ماکسول-بولتزمن پیروی می کند. بخش نمایی تابع توزیع، نسبت انرژی جنبشی ذرات گاز یعنی 1/2mv^2، به انرژی گرمایی یا kT را مشخص می نماید. بدیهی است که داشتن انرژی های بسیار بیشتر یا کمتر از انرژی گرمایی کل برای تعداد زیادی از ذرات، بسیار دشوار یا تقریبا محال است. هنگامی که این انرژی ها مساوی باشند تابع توزیع سرعت، به بیشینه ی (قله)خود می رسد. تساوی این انرژی ها در یک سرعت بیشینه موسوم به سرعت محتمل (vmp) که به صورت زیر تعریف می شود، رخ می دهد:
vmp^2 = 2kT/m
برای به دست آوردن سرعت میانگین ذرات، دنباله ی نمایی تابع توزیع؛ مقدار بزرگ تری را برای سرعت نتیجه می دهد که به سرعت ربشه ی میانگین مربعی (vrms) هم موسوم است و چنین بدست می آید:
vrms^2 = 3kT/m

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

🆔@physics3p

۱/۳
⭕️ پس از بیگ بنگ چه اتفاقی افتاد؟!

حدود ۳۶-^۱۰ (۱۰ به توان ۳۶- )ثانیه بعد از بیگ بنگ(انفجار بزرگ) دمای عالم به ۲۷^۱۰ درجه کلوین رسید. در این مرحله جهان هستی شروع به انبساط کرد که به آن تورم کیهانی می گویند. بین لحظه ۳۵-^۱۰ و لحظه ۳۳-^۱۰ ثانیه پس از بیگ بنگ، عالم با سرعت فرا نوری به میزان ۵۰^۱۰ انبساط پیدا کرد. در ثانیه ۳۳-^۱۰، دما به ۲۵^۱۰ درجه کلوین می رسد، در این موقع کوارک ها و پاد کوارک ها به وجود می آیند. ولی در این هنگام گرما چندان زیاد است که پروتون ها و نوترون ها نمی توانند تشکیل شوند. بعد از ۱۲-^۱۰ ثانیه دمای عالم به ۱۶^۱۰ درجه کلوین می رسد. در این زمان چهار نیروی شناخته شده شکل می گیرد: ۱- نیروی هسته ای ضعیف ۲- نیروی هسته ای قوی ۳- نیروی الکترومغناطیس ۴- نیروی گرانش. به گفته ی محققان این چهار نیرو در آغاز بیگ بنگ یکی بوده اند.

ادامه👇👇
🆔 @Physics3p

۲/۳
⭕️ پس از بیگ بنگ چه اتفاقی افتاد؟!

در ثانیه ۱۶-^۱۰ دما به ۱۳^۱۰ کلوین رسید، کوارک ها دیگر نمی توانستند بصورت آزاد وجود داشته باشند و به هادرون تبدیل شدند که از آنها پروتون ها و نترون ها و پادنترون ها(با بار مثبت) و نوترون ها(با بار منفی) و سرانجام مقدار زیادی ذرات خنثی به نام نوترینو به وجود آمدند. بعد از ۴-^۱۰ ثانیه دما به ۱۲^۱۰ درجه کلوین می رسد، اکثر پروتون ها و نوترون ها با برخورد به پاد پروتون ها و پاد نوترون ها از بین می روند و تنها مقدار بسیار ناچیزی از پروتون ها و نوترون ها به نسبت ۱/۶ باقی می مانند که بعدها از آنها هلیم ساخته می شود در این لحظه گرما چندان بود که الکترون ها و پاد الکترون ها به وجود آمدند.

ادامه👇👇
🆔 @Physics3p

۳/۳
⭕️ پس از بیگ بنگ چه اتفاقی افتاد؟!

یک ثانیه بعد از بیگ بنگ ، دما به ۱۰^۱۰ درجه کلوین افت می کند، حال الکترون ها و پادالکترون ها نیز همدیگر را نابود می کنند و جز مقدار ناچیزی(۹-^۱۰قسمت آن) باقی نمی ماند؛ از این مقدار ناچیز الکترون مواد آینده هستی به وجود می آید. پس از ۱۰ ثانیه که از بیگ بنگ می گذرد، دما به ۹^۱۰ کلوین می رسد. پروتون ها و نوترون ها از طریق همجوشی هسته ای اولین هسته اتمی را به وجود آوردند.به این مرحله هسته زایی می گویند. در این مرحله %۲۵ ایزوتوپ هیلیم ۴ و ۰٫۰۰۱ % ایزوتوپ های هیدروزن سنگین یا دوتریم،D و همچنین مقدار بسیار ناچیزی ایزوتوپ هیلیم ۳ تولید می شود، %۷۵ بقیه پروتون ها بعد ها هسته اتم هیدروژن را ساختند.

بعد از ۵ دقیقه از هسته سازی بیگ بنگ، نوترون های آزاد باقی مانده دیگر ثابت نبودند و به تدریج به پروتون و الکترون تبدیل شدند. بقیه عناصر سنگین بعدها درون ستارگان به وجود آمدند. بعد از خود سیصد هزار سال دما به ۳۰۰۰ درجه کلوین افت کرد، در این شرابط پروتون ها و نوترون ها و الکترون ها توانستند اتم های پایدار به وجود آوردند و نور توانست بدون مانع به حرکت خود ادامه دهد.

🆔 @Physics3p

قانون لختی (۱)

ذره آزاد، ذره ای است که تحت تأثیر هیچ برهم کنشی نباشد؛ به گفته درست تر، چنین چیزی وجود ندارد، زیرا هر ذرهای تحت تأثیر برهم کنشهای تمام ذرات دیگر دنیا قرار دارد.

بنابراین، یک ذرۂ آزاد یا باید کاملا منزوی، و یا تنها ذره موجود در جهان باشد. و به هر حال چنین ذره ای قابل مشاهده نخواهد بود، زیرا در جریان مشاهده همیشه برهم کنشی بین مشاهده کننده و ذره به وجود می آید.

لزا، در عمل بعض ذره ها را می توان آزاد در نظر گرفت؛ به دلیل اینکه به قدر کافی از سایر ذرات دورند که بتوان از بر هم کنشهای آنها چشم پوشید،

به سبب اینکه برهم کنش‌هایشان با سایر ذرات به طریقی خنثی می۔ شوند، به گونه ای که برهم کنش بر آیند برابر صفر است.

اکنون قانون لختی را مورد بررسی قرار می دهیم که می گوید:

یک ذره آزاد همیشه با سرعت ثابت، يا بدون شتاب حرکت می کند.

به عبارت دیگر، یک ذره آزاد یا روی یک خط مستقیم با سرعت ثابت جابجا می شود یا ساکن است (سرعت برابر صفر).

این بیان، قانون اول نیوتون نیز نامیده می شود، زیرا آن را اولین بار سر ایزاک نیوتون بیان داشته است، و این اولین قانون از سه «قانونی» است که نیوتون در قرن هفده اعلام داشت.

حرکت یک امر نسبی است. بنابراین، وقتی قانون لختی را بیان می کنیم باید روشن شود حرکت ذره آزاد نسبت به چه کس یا کدام چیز انجام می گیرد.

ما فرض می کنیم حرکت ذره نسبت به ناظری انجام می شود که این ناظر به نوبه خود یک ذره یا یک دستگاه آزاد است، یعنی در معرض هيچگونه برهم کنشی با بقيه جهان نیست.

چنین ناظری را ناظر لخت و چارچوب مرجعی را که به کار می برد چارچوب مرجع لخت می نامند.

فرض میکنیم چارچوبهای لخت حرکت دورانی ندارند، زیرا وجود چرخش حاکی از آن است که شتابهایی (یا تغییراتی ناشی از تغییر راستا در سرعت)،

و در نتیجه، برهم کنشهایی وجود دارند که با تعریف ما از ناظر لخت که باید یک «ذره آزاد» یا بدون شتاب باشد مغایرت دارد.

مطابق قانون لختی، ناظرهای لخت مختلف می توانند نسبت به هم با سرعت ثابتی در حرکت باشند. در این صورت، مشاهدات آنها، بسته به اینکه سرعتهای نسبيشان چقدر باشد، از طریق تبدیلات گالیله یا لورنتس به یکدیگر مر بوط می شوند.

🆔️@Physics3p