کتابخانه وبلاگ؛ دانلود جزوات و کتب تخصصی... (پست ثابت)

این پست علاوه بر اینکه اختصاص به تعدادی از کتب تخصصی فیزیک در گرایش ها و زمینه های مختلف دارد؛ تعدادی از جزوات درسی دوره های مختلف رشته فیزیک را نیز دربر می گیرد. امید است که مورد استفاده علاقه مندان و دانشجویان عزیز قرار گیرد.

 پ.ن ۱: این پست به عنوان پست ثابت در ابتدای مطالب وبلاگ نمایش داده میشود. بدیهی است سایر پستها در انتهای این پست قرار می گیرند.

پ.ن ۲: دوستان و بازدیدکنندگان، در صورتیکه کتاب خاصی مد نظر دارند، میتوانند در قسمت نظرات همین پست مطرح نمایند.

پ.ن ۳: برای مشاهده و دانلود جزوات درسی اینجـا را کلیک کنید.

پ.ن ۴: برای مشاهده و دانلود کتب تخصصی اینجـا را کلیک کنید.

---

جزوات جدید:

---

کتب جدید:

1 Nov 2012:

Classical Electrodynamics_Jackson

Classical Mechanics__Greiner

An Introduction to the Standard Model of Particle Physics__Cottingham

Gauge Theories in Particle Physics__Aitchison

Symmetry & the Standard Model, Mathematics & Particle Physics__Robinson

Lectures on General Relativity__Carroll

سخنرانی داوکینز درباره عجایب جهان و شگفتی‌های علم

هر موجود زنده مدلی از جهان را با استفاده از گیرنده‌های حسی‌اش دریافت می‌کند. این مدل‌ها لزوماً بازتاب دقیقی از واقعیات جهان بیرون نیستند، بلکه تنها شبیه‌سازی‌های ناکامل و موضعی‌اند که به بقای آن جانور خاص در محیط خاصش کمک می‌کنند. به طور مثال، چشم انسان تنها نوار باریکی از طیف الکترومغناطیس به نام طیف مرئی را تشخیص می‌دهد و نسبت به طول موج‌های دیگر نابینا است. آدمی از وجود آنها تنها از طریق علم آگاهی یافته‌است نه توسط حواس مستقیم خود.

به دلیل زندگی در شرایط گوناگون، مدل‌های مورد استفاده توسط هر موجودی شباهت‌ها و تفاوت‌هایی با هم دارند. مثلاً مدل مورد استفاده توسط یک خفاش با یک ماهی تفاوت‌ها و شباهت‌هایی دارد که در حین فرگشت (تکامل) آنها منطبق بر نحوۀ زندگی‌شان به وجود آمده است. یا برای موجودی که روی سطح آب زندگی می‌کند، مثل یک آب‌سوار، نیروی کشش سطحی از اهمیت بالایی برخوردار است و گاهی می‌تواند بر نیروی جاذبه بچربد. ولی مدل یک انسان یا بسیاری جانوران دیگر که جثۀ بزرگتری دارند توسط نیروی جاذبه احاطه گردیده‌است. داوکینز به فرگشت در این محیط‌ها که توسط سرعت‌های متوسط و اندازه‌‌های متوسط نه خیلی کوچک و نه خیلی پرجرم احاطه شده‌اند نام «جهان میانه» می‌دهد. برای ما یک سنگ، سخت و نفوذناپذیر می‌نماید دقیقاً به این دلیل که اجسامی چون دست و سنگ نمی‌توانند در داخل هم نفوذ کنند. از این رو برای مغز ما کاربردی بوده تا مفاهیمی مثل جمود و نفوذناپذیری را اختراع کند. ولی اگر یک نوترینو مغزی می‌داشت که در اجداد سایز نوترینو فرگشت یافته بود، سنگ را واقعاً فضای پر از خالی درمی‌یافت.

مغز گونه انسان هومو ساپینس با توجه به نحوۀ پیدایش آن در فرآیند فرگشت، دارای محدودیت‌های ناگزیری است. به طور مثال، درک نسبیت اینشتین یا فیزیک کوانتوم برای مغز بشر به سادگی صورت نمی‌پذیرد، زیرا اجداد ما هیچگاه در وسط کیهان با سرعت‌های نزدیک به نور حرکت نمی‌کرده‌اند، یا در مقیاس اتمی و زیراتمی دنیای ریز و عجیب و غریب مکانیک کوانتومی به سر نمی‌برده‌اند. بلکه در جهان میانه می‌زیسته‌اند. از این رو، در این سخنرانی علمی مطرح می‌گردد که نه تنها در جهان چیزهایی است که تصورش برایمان عجیب است، بلکه شاید چیزهایی باشند عجیب‌تر از آنکه حتی توانایی تصورکردنشان را داشته باشیم.

پ.ن: در آینده در این وبلاگ با این دانشمند بزرگ بیشتر آشنا خواهید شد.

رمزگشایی از نغمه‌ی پرندگان

یکی از چالش‌های بزرگ در علم اعصاب توضیح‌دادن این معماست که مدارهای عصبی چه‌گونه توالی‌ سیگنال‌های پیچیده‌ئی را تولید می‌کنند که منجر به رفتارهائی مانند برقراری‌ ارتباط بین حیوانات، نغمه‌خوانی‌ پرندگان و گفتار انسان می‌شود. دراین زمینه یکی از الگوهائی که بیش از دیگر الگوها بررسی شده است نغمه‌ی پرندگانی مانند فنچ‌های راه‌‌راه هستند. این نغمه‌خوانان پرکار نغمه‌هائی می‌خوانند که از توالی طولانی اما نسبتاً ساده‌ی چند هجا ساخته می‌شود. این توالی‌ها به‌دقت بررسی شده‌اند و خصوصیات آماری آنها محاسبه شده است. معلوم می‌شود این خصوصیات آماری را می‌توان با کاربرد نوعی شبیه‌سازی موسوم به الگوی مارکوف به‌دقت باز ساخت. هر هجای نغمه دراین الگو را یک حالت سیستم فرض می‌کنند. رفتن سیستم به این حالت به خصوصیات آماری‌ی حالت قبلی‌ی سیستم بستگی دارد. از این مدل برمی‌آید که بین هر بخش نغمه و مدار عصبی‌ی تولیدکننده‌ی آن نگاشت یک‌به‌یک وجود دارد.

اما پرندگان دیگر نغمه‌های پیچیده‌تر می‌خوانند که توضیحش مشکل‌تر است. یک چنین پرنده‌ای فنچ بنگالی‌ست که نغمه‌هایش به‌گونه ای به‌ظاهر پیش‌بینی‌ناپذیر تغییر می‌کند و الگوی ساده‌ی مارکوف از پس توضیحش برنمی‌آید. این که فنچ بنگال چه‌گونه نغمه‌اش را می‌سراید رازی‌ بود تا اینکه این هفته به‌شکلی تصادفی و عجیب دو مقاله در وبگاه آرکایو گذاشته شده است و هر دو توضیح‌های مشابه ای برای توانایی‌ نغمه‌سرایی فنچ بنگالی ارائه می‌دهند. یک گروه پژوهشی از دانشگاه توکیو است و سرپرستش کنتارُو کاتاهیرا، و گروه دیگر از دانشگاه ایالتی‌ پن‌سیلوانیا به سرپرستی دژه جین.
بخش اول کار آنها، زندانی‌کردن فنچ‌های بنگال در اتاق‌های ضد‌صدا و ضبط نغمه‌هاشان بود. سپس پسادکترای نگون‌بختی باید در اتاق دیگری زندانی می‌شد تا هر هجای ضبط‌شده‌ را شناسایی و علامت‌گذاری کند. در مرحله‌ی بعد خصوصیات آماری نغمه محاسبه می‌شود یعنی این که هر هجا چه بستگی به هجای قبلی و هم‌چنین هجاهای قبل‌تر دارد. با به‌دست‌آمدن خصوصیات آماری باید راهی ‍پیدا کرد که بتوان این خصوصیات را باز ساخت.

هر دو گروه پژوهشی به الگوئی رسیده‌اند که با الگوی استاندارد مارکوف فرقی عمده دارد. به‌جای نگاشت یک‌به‌یک بین هر هجا و مدار عصبی که نغمه‌سرایی‌ فنج راه‌راه را توضیح می‌دهد، این گروه‌ها می‌گویند که نگاشت مربوط به فنچ‌های بنگالی چندبه‌یک است یعنی به‌ازای هر هجا چند مدار عصبی وجود دارد که هر یک تولیدکننده‌ی همان هجاست و به همین دلیل آمار این نغمه‌سرایی پیچیده‌تر است.

به این نوع الگو، الگوی پنهان مارکوف می‌گویند زیرا آن‌چه قسمت مشاهده‌پذیر سیستم ، یعنی نغمه را پیش می‌راند پنهان است. این الگو می‌تواند بسیاری از ویژگی‌های تاکنون اسرارآمیز فنچ بنگالی مانند توالی هجاهای تکراری، احتمال مشاهده‌ی هجائی خاص در فاصله ای مشخص از شروع نغمه، و توزیع چندهجائی‌ها را باز بسازد. این نتیجه‌ی مهم است و به این معنی‌ست که دانشگران بالاخره رمز نغمه‌های پیچیده‌ی پرندگان را گشوده‌اند. اینک باید پرسید که چگونه می‌توان این نتیجه را تعمیم داد و خصوصیات آماری‌ رفتارهای پیچیده‌تر جان‌داران را که برجسته‌ترین نمونه‌هاش آواز بالن‌ها و آواسازی‌ دولفین‌هاست توصیف کرد. جذاب‌ترین چالش فراتر از اینها سخن‌گفتن انسان است.

لینک منبع

Antihydrogen trapped at CERN

Physicists at CERN in Geneva are the first to capture and store atoms of antimatter for long enough to study its properties in detail. Working at the lab's ALPHA experiment, the team managed to trap 38 anti-hydrogen atoms for about 170 ms. The next step for the researchers is to measure the energy spectrum of the atoms, which could provide important clues as to why there is much more matter than antimatter in the universe.

Anithydrogen is the antimatter version of the hydrogen atom and comprises a positron – or antielectron – and an antiproton. According to the Standard Model of Particle Physics, the energy levels of anti-hydrogen should be identical to those of hydrogen. Any deviations from this could help physicists identify new physics – and explain why there is much more matter than antimatter in the universe.

Although creating positrons and antiprotons is relatively easy, making antihydrogen is much harder. This form of antimatter was not isolated until 1995 – also in experiments at CERN. Making it stick around for long enough to study in detail is even more difficult. But in being able to trap anti-hydrogen atoms for 170 ms, the members of ALPHA, who come from 14 institutions in seven different nations, can now look forward to studying its atomic energy levels.

Colliding clouds

The experiment begins by making a cloud of positrons and a cloud of antiprotons. The antiprotons are created in an accelerator by smashing high-energy protons into a stationary target. The antiprotons are then slowed down and cooled in a series of steps involving a storage ring and electromagnetic traps. The positrons are produced by a radioactive source and then accumulated and cooled in a special trap.

The clouds are injected into a superconducting magnetic trap, where they mix for about 1 s to create anti-hydrogen. The charged positrons and antiprotons are then ejected from the trap, leaving behind neutral antihydrogen. While most of this anti-hydrogen is moving too quickly to be trapped, atoms with very little kinetic energy are held by a magnetic field gradient.

ALPHA researchers then detected the atoms by switching off the trap and setting the antihydrogen free to annihilate with surrounding matter. This created several charged particles including pions, which were spotted by a bank of detectors surrounding the trap. In total, the team has managed to see 38 annihilation events that are consistent with the release of antihydrogen that had been trapped for 170 ms.

Looking for CPT violation

The next step for the researchers is to use the antihydrogen to study a fundamental quantum transformation known as the charge-parity-time (CPT) operation. When the CPT transformation is applied to a physical system, three things happen: every particle is converted to its antiparticle; each spatial co-ordinate is reflected so that left becomes right, up becomes down and forward becomes backward; and time is reversed.

There is currently no experimental evidence that the CPT symmetry is violated, but it could show up as a slight difference in the frequency of certain atomic transitions in hydrogen and antihydrogen atoms. The discovery of such a violation could also help physicists understand why there is much more matter than antimatter in the universe.

"For reasons that no one yet understands, nature ruled out antimatter. It is thus very rewarding, and a bit overwhelming, to look at the ALPHA device and know that it contains stable, neutral atoms of antimatter," said ALPHA spokesperson Jeffrey Hangst of Aarhus University in Denmark. "This inspires us to work that much harder to see if antimatter holds some secret."

Space–time invisibility cloak could 'edit history

Physicists in the UK have proposed a "space–time" invisibility cloak that, if built, could be used to prevent signal interference or give the illusion of a Star Trek teleportation device.

The idea comes after four years of research by different groups that are creating devices to make objects invisible. In 2006 researchers at Duke University in the US created the first device that could cloak a small object in two dimensions in the microwave region of the electromagnetic spectrum. Last year groups at Cornell University and the University of California at Berkeley, US, independently created 2D cloaks that operated at optical wavelengths. Then, earlier this year, a team at the Karlsruhe Institute of Technology in Germany went one step further to produce a 3D optical cloak.

The latest development, by Martin McCall and colleagues of Imperial College, London, and the University of Salford, might see cloaks add yet another dimension to their capability: time. The idea is to create a tunnel through which an object could perform an action – move or change shape, for example – while appearing as though it is doing nothing at all.

A boon for thieves?

"It means that you can allow an object to do something for a short period of time in such a way that it can't be detected," McCall told physicsworld.com. "A good way to think about it is a small piece of an object’s history just being cut out, so you would see the object suddenly jump from one place to another." In principle, says McCall, such a system would enable a thief to enter a room, steal the contents of a safe and leave the scene as it was before, while security personnel watching CCTV are none the wiser.

In practice, the device would need two transparent walls to act as the tunnel, or space–time cloak. As an object enters the cloak to perform its action, the rear wall would compress light waves passing through from a source behind. Once the object completes its action and leaves the cloak, however, the front wall would stretch the light waves passing through so that they would merge seamlessly with those outside, whose profile had not been altered.

An analogy, says McCall, is a chicken crossing a busy road. Once the chicken steps onto the road cars must stop to let it pass, but as soon as it leaves the other side the cars would accelerate to catch up with the traffic ahead. To an observer farther down the road, the stream of passing cars would display no evidence of having slowed down.

More savoury applications

Although McCall gives safecracking as a potential for the space–time cloak, his group does have ideas for more savoury applications. In the basic set-up it might appear as similar to a transporter from Star Trek, with a person entering the cloak on one side appearing at the other side moments later, apparently having skipped the journey. But the cloak could also find uses in signal processing: a detector placed inside the cloak would be able to "pause" a signal travelling through the wall while it first deals with a signal passing through the tunnel.

All of this, however, relies on someone being able to make the device – and in particular the walls that compress or stretch light waves. McCall admits a perfect implementation "is certainly beyond current technology", but points to advances in so-called nonlinear systems: materials that change their refractive index – a property that governs light propagation speed – given illumination with strong lasers. One of the problems with this route is that changes in refractive index introduce reflections, which means the cloak, while hiding the object within, would nonetheless reveal its presence with a telling glow.

But, explains McCall, "Provided we're prepared to throw away some aspects of the cloak, we can point towards more practical, proof-of-concept experiments that are currently accessible with current technology."

The research is published today in the Journal of Optics

میتوانید ترجمه این مقاله را از اینجـا مطالعه نمایید

Deep Inside the Milky Way

This artist's impression shows how the Arches star cluster appears from deep inside the hub of our Milky Way Galaxy. Hidden from our direct view, the massive cluster lies 25,000 light-years away and is the densest known gathering of young stars in our galaxy. The illustration is based on infrared observations from Hubble and with ground-based telescopes, which pierced our galaxy's dusty core and snapped images of the luminous cluster of about 2,000 stars.

LHC sees its first ZZ event

The Large Hadron Collider (LHC) at CERN in Geneva has produced its first pair of Z bosons, based on data released by the compact muon solenoid (CMS) collaboration. Seeing this first pair is an important step in the giant collider's hunt for the Higgs boson because the generation and analysis of many more such events could provide one of the key signatures of the elusive Higgs.

Believed to provide all particles with mass, the Higgs boson is the last missing piece of the Standard Model of particle physics. The LHC, designed to collide protons into one another at energies of up to 14 TeV, is expected to find the elusive boson – assuming that the Higgs does indeed exist.

Evidence for the Higgs will not come as a single observation. Instead, physicists must accumulate data related to the energy distribution of the particles that the Higgs decays into. One of the cleanest such decay signatures is the transformation of the Higgs into two Z bosons – particles that are one of the carriers of the weak nuclear force. The Z bosons then decay into pairs of heavy charged particles known as muons, which leave an unmistakable footprint in a detector such as CMS.

Layers of particle sensors

Now, the first such event at the LHC has been seen by CMS – one of the collider’s two enormous general-purpose detectors. CMS consists of concentric layers of particle sensors placed inside and around the bore of a 4 T superconducting magnet. Any Z bosons produced by the proton–proton collisions at the centre of the bore are too short-lived to be detected by the surrounding instrumentation. However, the muons last for long enough to travel out from the collision point and traverse all of the detector's inner sensors. They then travel through a number of gas-filled layers revealing their trajectory via the ionization of this gas. Moving charged particles are bent by a magnetic field such that the curvature of the muons’ paths reveals their momentum.

The CMS data, obtained in the early hours of 24 September, clearly reveal the tracks of four muons (see figure). And the masses of these muons, grouped into two pairs, result in values for the mass of the Z of just over 92 GeV, which is very close to the known Z mass. CMS collaboration member Tommaso Dorigo of the University of Padova in Italy is delighted with the result, describing it on his blog as “as beautiful as they get, or even more so”.

No Higgs required

But Dorigo says that this result on its own provides no evidence that the Higgs boson exists. He points out that pairs of Z bosons can be produced directly by the proton collisions and do not require the intermediate creation of the Higgs. Indeed, he says that this is likely to be the reaction that took place in this case. Showing that the Higgs exists will involve observing many such ZZ pairs and then plotting the distribution of the mass of the pairs. If the pairs are produced in only the direct reaction, then this distribution should be fairly flat; but if instead the Higgs is involved, then the distribution should instead show a peak at a particular value – the mass of the Higgs.

Predicting how many data are likely to be needed to prove that this peak exists, and therefore how long the machine will have to run for before the Higgs is found, is difficult because the fraction of ZZ events that would result from the decay of the Higgs depends on its mass, which is not known from theory. Above about 180 GeV – the combined mass of two Zs – the Higgs can readily decay into a Z-pair, but at lower masses it would be far more likely to decay into other particles that are not so easy to detect.

"For a given Higgs mass we know how many Z pairs, and therefore how many muon quadruplets, we should produce," says Dorigo. "But since we don't know the mass, the fraction of muon events that is due to a Higgs could be lower than a tenth or as high as a few tenths."

Don't speculate, accumulate

Dorigo is reluctant to speculate on when he and his colleagues might finally bag the Higgs. But in very round terms, he says that about 100 pairs of Zs are likely to be needed, which, he believes, means about 100 times the amount of collision data collected so far. This would be about five times the amount of data that would be accumulated before the collider is due to be switched off for an upgrade to full energy at the end of 2011, meaning that conclusive evidence of a Higgs decay to ZZ pairs before then is unlikely (although other decay signatures might enable a discovery with fewer data).

However, ATLAS team member Andy Parker of Cambridge University in the UK points out that the Fermilab's Tevatron accelerator in the US could have its lifespan extended to 2014, which might prompt CERN to delay the upgrade for a year. He says that any decision on whether to extend the current run will depend on how well the accelerator performs next year, but he believes that "this year has gone exceptionally well" and that CERN "could still decide to run in 2012". Either way, he says, the latest CMS result shows that the LHC's experiments "now have enough data to begin the Higgs search in earnest".

مکانیک کوانتوم در قرنی که گذشت... بخش نهایی؛ "نظریه ریسمان"

نظریه ریسمان:

در دهه شصت، جئوفری چیو، از دانشگاه کالیفرنیا، نظریه جدیدی پیشنهاد کرد که به ذرات بنیادی، نمودارهای فاینمن و نظریه بازبهنجارش وابسته نبود. به جای فرض یک رشته قواعد پیچیده و در برگیرنده چگونگی برهم کنش ذرات بنیادی معینی با ذرات دیگر با کمک نمودارهای فاینمن، نظریه چیو، تنها خواستار این بود که ماتریس S که برخورد ذرات را به صورت ریاضی تشریح می کند، خود سازگار باشد. نظریه چیو بر پایه این فرض قرار گرفت که ماتریس S شدیدا تابع مجموعه ای از خواص ریاضی باشد. او سپس فرض کرد که این خواص باید آن قدر محدود کننده باشند که تنها یک راه حل امکان پذیر باشد. از آنجا که رویکرد چیو کاملا بر پایه ماتریس S و نه ذرات بنیادی یا نمودارهای فاینمن قرار داشت، نظریه او «نظریه ماتریس S» نامیده شد. دو نظریه میدان کوانتومی و ماتریس S؛ بر پایه فرضیه های مربوط به معنای «ذره بنیادی» قرار دارند. نظریه میدان کوانتومی بر پایه این فرضیه قرار دارد که کلیه مواد، از مجموعه کوچکی از ذرات بنیادی تشکیل شده اند در حالیکه نظریه ماتریس S، بر پایه تعداد بینهایتی از ذرات که هیچ یک از آنها بنیادی نیستند، قرار دارد.

در سال 1968، دو فیزیکدان جوان گابریل ونزیانو و ماهیکو سوزوکی که هر یک به طور مستقل در مرکز تحقیقات هسته ای سرن در نزدیکی ژنو مشغول به کار بودند؛ سوال ساده ای را در یک جمع دوستانه مطرح کردند: اگر ماتریس S باید از این همه خواص محدود کننده طبیعت پیروی کند، در این صورت چرا سعی نکنیم که جواب آن را حدس بزنیم؟ آنها این کار را با کمک جداول مفصل ریاضی که از قرن هیجدهم ریاضیدانان جمع آوری کرده بودند به پیش بردند تا به تابع بتـا، فرمول ریاضی بسیار زیبایی که برای اولین بار، ریاضیدان سویسی لئونادر اویلر در قرن نوزدهم نوشته بودند، رسیدند. پس از بازبینی خواص تابع بتـا، آنها با تعجب دریافتند که این تابع خود به خود تقریبا با تمام فرضیه های چیو در مورد ماتریس S، سازگار است. فرمول اویلر، یک شبه سر و صدای فراوانی در دنیای فیزیک به راه انداخت. ظاهرا نظریه ماتریس S، بر نظریه میدان کوانتومی پیروز شده بود. صدها مقاله تهیه شد که در آنها سعی می شد همخوانی داده های بسیاری که از اتم شکنها، به دست می آمد، با تابع بتـا نشان داده شود. مقالات زیادی مخصوصا در مورد حل فرضیه آخر چیو که هنوز بلاتکلیف مانده بود؛ یعنی عدم رعایت تابع بتـا از یکانی یا پایستگی احتمال، نوشته شد. خیلی سریع، تلاشهای برای پیشنهاد حتی نظریه پیچیده تری که داده های تجربی در آنها بهتر جا بیفتند، انجام گرفت. به زودی جان شوارتز و فیزیکدان فرانسوی آندره نوو که هر دو در آن زمان در دانشگاه پرینستون کار می کردند و پیر رامون که در آن زمان در آزمایشگاه ملی شتابدهنده در نزدیکی شیکاگو کار می کردند، نظریه ای پیشنهاد کردند که ذرات با «اسپین» را در خود جای می داد. نظریه ای که سرانجام نظریه ریسمان شد. با وجود اهمیت تابع بتـا، یک موضوع قابل ایراد برجای ماند: آیا خواص عالی این فرمول تنها تصادفی بود یا از ساختار زیر بنایی فیزیکی عمیق تری بر می خاست؟ جواب این سوال در 1970، زمانی ارائه شد که یوشیرو نامبو از دانشگاه شیکاگو نشان داد که این تابع برجسته بتـا، مدیون خواص ریسمانهای برهم کنش کننده است. موقعی که این رهیافت جدید، در نظریه نوو، شوارتز و رامون به کار گرفته شد؛ نظریه کنونی ریسمان به وجود آمد.

نظریه ریسمان بهترین جنبه های نظریه ماتریس S و نظریه میدان کوانتومی را که از بسیاری جهات مخالف یکدیگر هستند، ترکیب می کند. نظریه ریسمان، چون بر پایه واحدهای بنیادی ماده قرار دارد، به نظریه میدان کوانتومی شبیه است. اما نظریه ریسمان، به جای در نظر گرفتن ذرات نقطه ای، بر پایه ریسمانهایی که از طریق نمودارهای شبه فاینمن، شکسته می شوند و دوباره شکل می گیرند، قرار دارد. برتری بارز نظریه ریسمان به میدان کوانتومی آن است که باز بهنجارش ضروری نیست. تمام نمودارهای حلقه ای در هر سطح، احتمالا خود به خود محدود هستند و بنابراین نیازی به حذف بینهایتها نیست. به طرز مشابهی؛ چون نظریه ریسمان می تواند تعداد بینهایتی از ذرات بنیادی را در خود جای دهد، به نظریه ماتریس S شباهت دارد. طبق این نظریه، انواع بینهایت ذراتی که در طبیعت یافت می شوند، تنها تشدیدهای مختلف همان ریسمان هستند و هیچ ذره ای از ذره دیگر بنیادی تر نیست. اما برتری چشمگیری که نظریه ریسمان نسبت به نظریه ماتریس S دارد، امکان محاسبه با نظریه ریسمان و در نتیجه به دست آوردن اعدادی برای ماتریس S است. (عکس این کار؛ یعنی انجام محاسبه با نظریه ماتریس S و استخراج اعداد قابل استفاده، بسیار مشکل است.)

حال مسئله این بود که روشن شود از برخورد ریسمانها، چه واقعه ای رخ میدهد؟ از آنجا که هر مد ریسمان نمایشگر یک ذره است؛ درک چگونگی برخورد ریسمانها به ما اجازه می داد که ماتریس S برهم کنشهای عادی ذرات را محاسبه کنیم. سه فیزیکدان که در دانشگاه ویسکانسین کار می کردند، پیشنهاد جدیدی را ارائه کردند. این پیشنهاد مبتنی بر آن بود که آخرین فرض برجای مانده ماتریس S چیو (یگانه بودن)، می توانست به همان روش نظریه باز بهنجارش؛ یعنی اضافه کردن حلقه ها حل شود. به عبارت دیگر این فیزیکدانان پیشنهاد کردند که نمودارهای فاینمن را دوباره برای این ریسمانها وارد میدان کنند. پیشنهاد آنها سرانجام توسط کاکو و همکار او لوپینگ یو، هنگامی که در دانشگاه کالیفرنیا دانشجو بودند و همچنین کلود لولاس که در آن زمان در مرکز سرن کار می کرد و وی. آلساندرینی، فیزیکدان آرژانتینی تکمیل شد.

به طور خلاصه می توان ذکر کرد که دو گونه ریسمان وجود دارد: ریسمانهای باز که انتها دارند و ریسمانهای بسته که دایره ای شکل هستند. نظریه میدان برهم کنشهای ریسمان را کاکو و کیجی کیکاوا در 1974 تکمیل کردند. آنها نشان دادند که کل نظریه ریسمان را می توان به صورت یک نظریه میدان کوانتومی، نه بر پایه ذرات نقطه ای بلکه بر پایه ریسمانهای مرتعش خلاصه کرد. هنگامی که نمودارهای فاینمن برای ریسمانهای برهم کنش کننده شناخته شد، حذفهای پی در پی جالبی روی داد که ظاهرا موجب حذف کلیه عبارتهای بینهایت و دستیابی به یک جواب محدود شد. در حال حاضر می دانیم که اثبات فقدان واگرایی نظریه ریسمان، نیاز به توپولوژی پیشرفته جبری دارد.

با وجود اینکه نظریه ریسمان طرح تخیلی ریاضی بسیار زیبایی بود و به نظر می آمد که با بعضی از داده های برهم کنشهای قوی همگرایی دارد، مشکلات نا امید کننده ای در این مدل مطرح شد:

* تعداد ذرات پیش بینی شده توسط این نظریه، بیش از اندازه بود. نظریه ذراتی داشت مانند «گراویتون» ها (بسته های کوانتومی نیروی گرانشی) و «فوتون» ها عمل می کردند. در واقع پایین ترین ارتعاش ریسمان بسته، به گراویتون و پایین ترین ارتعاش یک ریسمان باز، به فوتون مربوط می شد. [البته این صرفا برای نظریه ای که تشریح برهم کنشهای قوی و نه گرانش و الکترومغناطیس از آن انتظار می رفت، فاجعه آمیز بود. ولی در عین حال این مطلب موهبتی ناخواسته بود که در آن زمان مورد توجه قرار نگرفت. گرانش و برهم کنشهای نور که در مدل ریسمان اتفاق می افتد؛ دقیقا همان چیزی است که برای ایجاد یک نظریه میدان واحد مورد نیاز است]

* همچنین به نظر می رسید که نظریه، وجود ذراتی به نام «تاکیون» ها را پیش بینی می کند که با سرعتی فراتر از سرعت نور حرکت می کنند. این ذرات از آن جهت نامطلوب هستند که به طور غیرمستقیم، علیت را زیر پا می گذارند.

* در نهایت، فیزیکدانان کشف کردند که نظریه اصلی، تنها در بیست و شش بعد خودسازگار است.!

برای دانشمندانی که عادت داشتند در چهار بعد متعارف بیندیشند، این نظریه، بیشتر به نظرشان شبیه به داستانهای علمی تخیلی و نه علم واقعی می رسید؛ در نتیجه نظریه ریسمان در حدود سال 1974 محبوبیت خود را از دست داد و اکثریت فیزیکدانان با احساس تردید، این الگو را کنار گذاشتند.

دهه بین 1974 و 1984 برای مدل ریسمان، دهه عقب نشینی بود. اغلب فیزیکدانان در زمینه نظریاتی چون الکتروضعیف و نظریه یگانگی بزرگ که پیشرفت سریعی داشت کار می کردند. تنها دانشمندانی که خیلی علاقه مند بودند مانند مایکل گرین از کالج کوئین مری لندن و جان شوارتز از موسسه فناوری کالیفرنیا، نظریه را به پیش بردند. در سال 1976، چند نفر از فیزیکدانان سعی کردند با پیشنهادی که به نظر بیگانه می آمد، جان دوباره ای به نظریه ببخشند. جوئل شرک از پاریس و جان شوارتز توصیه کردند که الگوی ریسمان، از نو تفسیر شود. آنها تصمیم گرفتند که از یک عیب، یک حسن بسازند. شاید این «گراویتون» و «فوتون» ناخواسته نظریه، در واقع همان گراویتون و فوتون حقیقی باشد. با این رهیافت، نظریه ریسمان، نظریه درستی بود که برای یک مسئله غلط به کار گرفته شده بود. به جای اینکه این نظریه، تنها نظریه برهم کنشهای قوی باشد، در حقیقت یک نظریه جهان شمول بود! اما تفسیر دوباره مدل ریسمان، با بدبینی بسیاری رو به رو شد.

برداشت فیزیکدانان این بود که نظریه ریسمان برای اینکه با واقعیت تطبیق کند، دارای تقارن زیادی است. با وجود اینکه مدل ریسمان، مورد بی مهری قرار گرفت، اما بسیاری از تولیدات جانبی آن روی موضوعات مختلف فیزیک نظری در دهه 1974 تا 1984 گرده افشانی کردند. نظریه ریسمان، چنان ساختار نظری غنی داشت که موضوعات جانبی که در چار چوب این نظریه بررسی شده بود، در داخل جامعه فیزیک، گردش می کرد. به عنوان مثال؛ کن ویلسون از دانشگاه کرنل، از مفهوم تازه ریسمان برای پیشنهاد اینکه کوارکها به صورت همیشگی با یک جسم چسبناک به هم پیوند داده شده اند، استفاده کرد. نظریه ویلسون پیشنهاد کرد که گلوئونهای یانگ میلز که در نظریه کوارک پیدا شده و معمولا خود را به صورت ذرات نشان می دادند، ممکن است در پاره ای از شرایط به صورت یک خمیر شیرینی چسبناک «متراکم شده» و کوارکها را به هم فشرده نگه دارند. وی همچنین بیان کرد که احتمالا این ذرات گلوئون به ریسمان های خمیر گونه ای که کوارکها در انتهای آن هستند، خیلی شبیه به چگالیده شدن بخار آب به قطرات آب می شوند. بر پایه این منطق، کوارکها را هرگز نمی توان دید زیرا برای همیشه توسط ریسمانها محبوس شده اند. نظریه ریسمان ویلسون، از نظر اصولی، توانمندی کافی برای محاسبه تقریبا همه خواص برهم کنشهای قوی را دارد. ویلسون به پاس پیشگامی در این زمینه که «گذارهای فازی» نام گرفته است در 1983 به دریافت جایزه نوبل مفتخر شد. مطلب دیگری که از نظریه ریسمان بیرون آمد، «ابر تقارن» بود که می توانست در نظریه های چهار بعدی نیز کاربرد داشته باشد و در اواخر دهه 1970 بسیار مورد پسند واقع شد. چند سال بعد، نوع عالیتری از ابر تقارن پیشنهاد شد که گرانش را نیز در بر میگرفت و «ابر گرانش» نامگذاری شد. این نظریه ابتدا توسط پتر نیوونهویتزن، دان فریدمن و سرگیو فرارا که در آن زمان در دانشگاه ملی نیویورک در استونی بروک بودند شکل گرفت و اولین گسترش غیر ابتدایی معادلات اینشتین پس از شصت سال شد. بالاخره، حتی نظرگاه منفی فیزیکدانان علیه ابعا بالاتر فضا زمان، با رواج الگوهای کالوتزا کلاین در اوایل دهه 1980، شروع به ازهم پاشیدگی کرد. پاره ای از پدیده های کوانتومی می توانست حتی نظریه های با ابعاد بالاتر را از نظر فیزیکی پذیرا باشند. اما هنوز نیز نظریه ای که بزرگترین مجموعه از تقارنهای شناخته شده علم را در بر می گرفت، به طور کامل غیر قابل استفاده تلقی میشد و این بخاطر بروز «نابهنجاریها» بود.

یکی از نتایج جنبی ترکیب مکانیک کوانتومی و نسبیت، نابهنجاریها هستند. این نابهنجاریها بسیار ریزند؛ اما نقصهای ریاضی مخربی در نظریه میدان کوانتومی ایجاد می کنند که باید از بین برده شده یا حذف شوند. هر نظریه، با وجود این نابهنجاریها، معنا و مفهوم خود را از دست می دهد. نابهنجاریها در اغلب نظریاتی که شامل تقارن هستند، ظاهر می شوند. ادوراد ویتن و لوئیز آلوارز گم از دانشگاه پرینستون به این نتیجه دست یافتند که اگر از نظریه میدان کوانتومی برای بیان گرانش در برهم کنش با ذرات دیگر استفاده شود، نظریه مملو از نابهنجاریهای مخرب خواهد شد. سپس در 1984، گرین و شوارتز مشاهده کردند که الگوی ریسمان به قدر کافی تقارن دارد تا نابهنجاریها را یک بار و برای همیشه از خود دور کند. حال تقارن ریسمان که زمانی زیباتر از آن به نظر می آمد که کاربرد عملی داشته باشد، به صورت کلیدی برای حذف تمام بینهایتها و نابهنجاریها در آمده است. این تحول تکان دهنده، در ظرف چند ماه نظریه ریسمان را به تنها امید پیش روی فیزیکدانان برای دستیابی به نظریه یگانگی میدان تبدیل کرد. تعداد مقالات منتشر شده در زمینه ریسمان که در اوایل دهه 1980 بسیار محدود بود، به بیش از هزار مقاله در 1995 رسید و این نظریه را به صورت نیروی حاکم در زمینه فیزیک نظری درآورد.

پ.ن: از مجموعه مقالات مدیریت وبلاگ

LHC now fully fledged heavy metal collider

In the early hours of Sunday morning, the first collisions between lead ions were recorded at the Large Hadron Collider (LHC) at CERN. The complete transition from protons to lead took just four days, after the final proton beams of 2010 were extracted from the LHC last Thursday.

"The speed of the transition to lead ions is a sign of the maturity of the LHC," says Rolf-Dieter Heuer, CERN's director-general. "The machine is running like clockwork after just a few months of routine operation."

The development marks the beginning of the main physics programme for the ALICE experiment, which has been designed specifically for heavy-ion collisions and is seeking to recreate the conditions that existed just 10^–11 s after the Big Bang. At this time, the energy in the universe was so concentrated that protons and neutrons could not hold together – instead, space began to be filled with a dense soup of subatomic particles known as quark–gluon plasma.

Strong but mysterious

One of ALICE's main scientific goals is to characterize the quark–qluon plasma in an attempt to find out more about the nature of the strong force, one of the four fundamental forces in nature. Despite being responsible for generating 98% of the mass of atoms, the strong force is still the most poorly understood of the forces.

To do this, the detector was specifically designed to track large numbers of particles. It can detect up to 15,000 particles per event, which may be produced from the collisions between lead nuclei occurring in the centre of the detector.

These images show the first collisions, recorded yesterday by ALICE's innermost detector, the Inner Tracking System. The shaded structures represent a perspective view of the detector elements; and the lines are the reconstructed particle trajectories with the colour scale indicating the energy of the particles. As expected such collisions produce an unprecedented number of particles, reaching 2500–3000 charged particles per collision.

Mini Big Bangs

"We are thrilled with the achievement!" says David Evans, leader of the UK team at the ALICE experiment. "The collisions generated mini Big Bangs and the highest temperatures and densities ever achieved in an experiment."

Lead ions within the LHC are colliding with a centre-of-mass energy of 2.76 TeV per colliding nucleon pair, which generates temperatures in the region of 10 trillion degrees. The temperatures and densities are an order of magnitude larger than the previous record held by the Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) at the Brookhaven National Laboratory in the US.

CERN engineers will now spend up to a week tuning the beamlines in preparation for the scientific programme. Evans and his fellow researchers will then record data until 6 December when CERN will shut down for maintenance work over Christmas. Operation of the collider will start again with protons in February and physics runs will continue through 2011.

مشاهده تصاویر ارائه شده در ادامه مطالب

ادامه نوشته

اداي احترام جامعه علمي به دكتر آلنوش طريان؛ مادر فیزیک ایران

آبان ماه، یادآور تولد نخستین زن استاد فیزیك ایران و بنیانگذار رصدخانه و تلسكوپ خورشیدی تاریخ نجوم ایران است. بانویی كه 30 سال از زندگی پربارش را به تربیت دانشجویانی پرداخت كه اكنون خود استادانی بزرگ در این عرصه هستند.  

آلینوش طریان در 18 آبان سال 1299 هجری خورشیدی در خانواده ارمنی در تهران پا به عرصه گیتی نهاد.

وی تحصیلات پایه را در مدرسه ارامنه و دوره دبیرستان را در آموزشگاه انوشیروان دادگر زرتشتیان گذراند.سپس به گروه فیزیك دانشكده علوم دانشگاه تهران رفت و با درجه لیسانس فیزیك از آنجا فارغ التحصیل و به عنوان كارمند آزمایشگاه فیزیك دانشكده علوم استخدام و یكسال بعد به عنوان متصدی عملیات آزمایشگاهی در دانشكده علوم منصوب شد.

پس از مدتی با هزینه شخصی خود به بخش فیزیك اتمسفر دانشگاه پاریس رفت و در آنجا دانشنامه دكترای دولتی را از دانشگاه علوم پاریس در سال 1956 میلادی(1335 خورشیدی) دریافت و به دلیل خدمت به كشورش پیشنهاد كرسی استادی دانشگاه سوربن را رد كرد . به ایران بازگشت و با سمت دانشیار فیزیك رشته ترمودینامیك در گروه فیزیك مشغول به كار شد.

در سال 1338 هجری خورشیدی دولت فدرال آلمان غربی بورس مطالعه رصد خانه فیزیك خورشیدی را در اختیار دانشگاه تهران قرار داد و وی برای این بورس انتخاب شد و به مدت چهار ماه به آلمان رفت و بعد از انجام مطالعات به ایران بازگشت.

در تاریخ 9 خرداد 1343 به مقام استادی ارتقاء یافت و بدین ترتیب عنوان نخستین فیزیكدان زن ایرانی را ،كه به مقام استادی رسید ،از آن خود كرد.

او در تاریخ 29 آبان سال 1345 به عنوان عضو كمیته ژئو فیزیك دانشگاه تهران انتخاب شد و سه سال بعد به ریاست گروه تحقیقات فیزیك خورشیدی موسسه ژئوفیزیك آن دانشگاه منصوب شد و در رصدخانه فیزیك خورشیدی كه خود در بنیانگذاری آن نقش عمده ای داشت، فعالیت های علمی را آغاز كرد. استاد به زبانهای فرانسه، انگلیسی و تركی مسلط است.

این بانوی ایرانی نخستین كسی بود كه در ایران درس فیزیك ستاره ها را تدریس كرد، او در سال 1358 تقاضای بازنشستگی كرد و با موافقت رئیس دانشگاه به افتخار بازنشستگی نائل آمد.

آلینوش طریان زندگی خود را وقف بالابردن دانش فیزیك ایران كرد كه اكنون ثمره های آن در زیرشاخه های نانو، فیزیك نوین و ... نمود یافته است او به دلیل مشغله های علمی هرگز ازدواج نكرد و اكنون در خانه سالمندان زندگی می كند، چرا كه حتی خانه خود را برای ارتقا دانش ایرانی، سالهاست كه وقف كرده است.

روز گذشته ( 18 آبان 1389 ) مراسم تجلیل از این بانوی بزرگوار ، همزمان با نودمین سالگرد تولد ایشان، با حضور فیزیكدانان به نام ایران و مسوولین در باشگاه آرارات برگزار شد.

Reflecting Merope

In the well known Pleiades star cluster, starlight is slowly destroying this wandering cloud of gas and dust. The star Merope lies just off the upper left edge of this picture from the Hubble Space Telescope. In the past 100,000 years, part of the cloud has by chance moved so close to this star--only 3,500 times the Earth-Sun distance--that the starlight itself is having a very dramatic effect. Pressure of the star's light significantly repels the dust in the reflection nebula, and smaller dust particles are repelled more strongly. As a result, parts of the dust cloud have become stratified, pointing toward Merope. The closest particles are the most massive and the least affected by the radiation pressure. A longer-term result will be the general destruction of the dust by the energetic starlight.

دکتر ناصر پیغمبریان موفق به ساخت سیستم جدیدی برای پخش تصاویر متحرک تمام نگاری شد

بنا به مقاله ای که در شماره اخیر مجله نیچر چاپ شده است، تیم دکتر ناصر پیغمبریان موفق به تولید تصاویر تمام نگاری با بسامد یک فریم در دو ثانیه شده است. متن زیر برگردانی از خبر این موفقیت در NatureNews به قلم "ضیا مرالی" و با عنوان آیا به ساخت تمام نگارها ئی به سبک فیلم "جنگ ستارگان" می توان امیدوار بود؟ است.

در فیلم جنگ ستارگان که در سال 1977 ساخته شد، تصویر برفک دار سه بعدی پرنسس لیا طلب کمک می کند. این اثر چیزی ست که پژوهشگران سال ها ست تلاش می کنند در عمل اجرا کنند: تمام نگاشتی که به شکل زنده حرکت کند. اینک ماده ی جدیدی که می تواند داده ها ی تمام نگاشتی را در ضمن تغییر ذخیره کند این خیال را به قلمرو واقعیت نزدیک می کند. این ماده در آینده ممکن است علاوه بر سینما و سایر هنرهای سرگرم کننده، در پزشکی و صنعت ساخت نیز کاربرد پیدا کند
ناصر پیغبریان که دانشگر علوم اپتیکی در دانشگاه آریزونا توسان است و چندین سال در پی آن بوده است که تصاویر تمام نگاشتی را در زمان واقعی به حرکت در آورد می گوید: " از روز اول در باره ی تمام نگاشت پرنسس لیا و این که آیا می توان آن را از قلمرو داستان های تخیلی بیرون آورد فکر می کردم ."
چالش یافتن ماده ئی بود با قابلیت بازنویسی که بتواند داده ها ی حاوی تصاویر پی در پی تمام نگاشتی را ضبط کند. اینک پیغمبریان و همکارانش ماده ئی به بار آورده اند ه می تواند تصاویر سه بعدی ئی که هر دو ثانیه تغییر می کنند ضبط کند و نمایش دهد . کار پژوهشی ی آنها در شماره ی این هفته ی مجله نیچر منتشر شده است.
سیستمی که این تیم پژوهشی ساخته اند با 16 دوربین که هر ثانیه یک تصویر از شی ء می گیرند از زوایای مختلف اطلاعات سه بعدی ضبط می کنند. از پردازش 16 تصویر در کامپیوتر داده ها ی تمام نگاشتی پیکسل به پیکسل حاصل می شود و کامپیوتر داده ها را به دو باریکه ی لیزر تپشی منتقل می کند. این داده ها به این صورت روی ماده ی ضبط کننده نوشته می شوند.
طی ی فرآیند داده نویسی، دو باریکه الگوی تداخلی روشن و تاریکی درون ماده ی ضبط کننده می سازند. با تابش باریکه ی سوم بر این الگو تصویر سه بعدی بازساخته می شود.

جابجایی الکترونها
در تمام نگار ایستا، این الگوی تداخلی خواص ماده ی ضبط کننده را به شکلی دائمی تغییر می دهد بنابراین هرگز نمی توان تصویر تازه ئی در ماده ضبط کرد، اما تیم پژوهشی ی پیغمبریان توانسته اند از ترکیب چند پولی مر پلاستیکی موسوم به PATPD/CAAN ماده ی ضبط کننده ئی بسازند که قابلیت ضبط مجدد دارد. هنگامی که باریکه های لیزر به این کُو پُولی مر می رسند باعث می شوند الکترون ها و دیگر حامل ها ی بار به سوی نواحی ی تاریک و روشن حرکت کنند و در آنجا جمع شوند. به این ترتیب طرح تداخلی به شکل موقتی ضبط می شود و اطلاعات مربوط به تصویر بعدی که باید نمایش داده شود می تواند جای آن را بگیرد
در سال 2008 همین تیم با استفاده از ماده ئی مشابه صفحه نمایشی 4 اینچی ساخت که بازنویسی داده ها یش 4 دقیقه طول می کشید. اینک آنها مخلوط پولی مر ها را تغییر داده اند و صفحه نمایشی 17 اینچی ساخته اند که صد بار سریع تر بازنویسی می شود و تصویری زنده می سازد که در " زمان واقعی " تغییر می کند.
تلویزیون ها ی سه بعدی به بازار آمده اند اما تصاویر مربوط به این تلویزیون ها فقط از دو دیدگاه فیلم برداری شده اند و تنها احساس ژرفا را به بیننده منتقل می کنند و به گفته ی پیغمبریان "نمی توان تصویر قهرمان فیلم را دور بزنید و پشت سرش را ببینید".
پیغمبریان امیدوار است این روش تمام نگاری علاوه بر انقلاب در سینما و صنایع سرگرم کننده، روزی به جراح ها امکان بدهد تصاویر سه بعدی از عمل جراحی را ببینند و مشاوره بدهند و شاید به مهندس ها هم امکان تجسم و تغییر مدل ها ی سه بعدی در زمان واقعی را بدهد.

سیصد و شصت درجه
اما راب ایسون فیزیکدان و متخصص اپتیک در دانشگاه ساؤت همپتون در انگلستان به این نکته اشاره می کند که تصاویر تمام نگاشتی هنوز نسبتاً کند و کوچکند و در این باره شک دارد که این روش پیشرفت مهمی در مقایسه با آن چه باشد که اخیراً در تصویر سازی ی سه بعدی رخ داده است. با این روش تنها می توان تصویری سه بعدی را درون لوله ئی استوانه ای ساخت که بیننده می تواند آن را دور بزند.
پیغمبریان در جواب می گوید که اگر سیستمی تمام نگاشتی در مقیاس بزرگ تر ساخته شود می تواند توان تفکیک دهی ی بسیار خوبی به دست دهد. هم اکنون پیکسل تمام نگاشتی می تواند به کوچکی 400 میکرون باشد که از تلویزیون ها ی پرتفکیک بسیار بهتر است.
او اضافه می کند که از نظر اصولی ضبط تصاویر سه بعدی ی سینمایی و پخش آن در زمانی دیگر کار ساده ئی ست . تیم پژوهشی ی او اینک روی این کار می کند که سرعت بازنویسی داده ها را به 30 تصویر در ثانیه برساند که برای فیلم ها ی سینمایی لازم است و میزان توان لازم برای نوشتن و خواندن تصاویر را کاهش دهند.
پیغمبریان معتقد است بالاخره یکی از نسخه ها ی این سیستم خواهد توانست طی ی هفت تا ده سال آینده به خانه ها راه پیدا کن: "در عمل نشان داده ایم که به وجود آوردن تمام نگاشتی دینامیکی به اندازه ی تصویر پرنسس لیا و با همان تفکیک پذیری ممکن است." اکنون تنها نیاز است که آر2 -دی 2 ئی ساخته شود تا کارهای بعدی را انجام دهد.

همایش ملی گرانش و کیهان شناسی

مکانیک کوانتوم در قرنی که گذشت... قسمت ششم

فراتر از مدل استاندارد:

در حال حاضر، فیزیکدانها برهم کنشهای ذرات زیر اتمی را با انرژیهای بیشتر از یک تریلیون الکترون ولت امتحان کرده و هیچ گونه انحراف تجری از مدل استاندارد مشاهده نشده است. با این حال، گرچه این نظریه، به دور از هر گونه شبه ای موفقیت آمیز بوده است ولی این مدل به دلایل زیر رضایت بخش به نظر نمی رسد:

* برهم کنشهای قوی با سی و شش کوارک توصیف می شوند و دارای شش مزه، سه رنگ و جفت ماده / پاد ماده هستند. «چسب» ای که آنها را به هم پیوند می دهد تا پروتونها و نوترونها را تشکیل دهند، گلوئونها هستند که به وسیله میدان یانگ میلز توصیف می شوند که در مجموعه هشت میدان گلوئون وجود دارند.

* برهم کنش ضعیف نیز با لپتون ها که شامل سه نسل از الکترون، مئون و تاو به همراه نوترینوی وابسته به آنها توصیف می شوند که به نوبه خود با تبادل ذرات W و Z برهم کنش می کنند؛ که میدانهای شدید یانگ میلز هستند.

* نوزده ضریب اختیاری که شامل جرم لپتونها، جرم ذرات W و Z و همچنین شدت نسبی برهم کنشهای قوی و ضعیف را شامل می شود. لازم به ذکر است که مدل استاندارد، مقدار این نوزده عدد را مشخص نمی کند، بلکه آنها را به طور دستی و بدون توجیه در مدل جا داده شده و با اندازه گیری دقیق خواص این ذرات تعیین شده اند.

* برهم کنشهای الکترومغناطیسی که در بستر میدان ماکسولی با تبادل فوتونها توصیف می شوند.

* سرانجام ذره هیگز که شکستن تقارن میدان یانگ میلز را باعث می شود.

* و در نهایت؛ با توجه به اینکه هدف غایی فیزیک، اتحاد بین تمامی نیروهای شناخته شده و رسیدن به یک نظریه واحد است و از آنجا که مدل استاندارد، نیروی گرانشی را توصیف نمی کند، این مدل صرفا با تمام موفقیتهای اعجاب انگیزش یک گام میانی شناخته می شود.

ساده ترین نظریه ای که بتواند تمامی این ذرات را تجدید سازمان دهد، تقارن SU₅ است؛ که هوارد گئورکی و شلدون گلاشو، آن را در 1974، محاسبه کردند. در این نظریه یگانگی بزرگ، تقارن SU₅ الکترون، نوترینو و کوارکها را به هم پیوند می دهد. آزمایش این نظریه به دلیل اینکه انرژیهایی که در آنها، برهم کنشهای قوی با نیروی الکتروضعیف یگانه می شوند، فراتر از میزان انرژی شتابدهنده های امروزی است، بسیار مشکل است. این نظریه پیش بینی می کند که کوارک می تواند با گسیل یک ذره دیگر به الکترون تبدیل شود. البته این بدین معنی است که پروتون در نهایت به الکترون واپاشی می کند و بدین ترتیب، طول عمر محدودی دارد. این پیش بینی شایان توجه نظریه یگانگی بزرگ که پروتون سرانجام باید به الکترون واپاشی کند، نسل جدیدی از فیزیکدانان تجربی را در سراسر جهان بر آن داشت که به دنبال آزمایش این پیش بینی برآیند. با وجود اینکه نظریه یگانگی بزرگ، نمایانگر پیشرفتی مهم در اتحاد نیروی الکتروضعیف با نیروی قوی است، اما هنوز با مسائل تجربی جدی رو به روست و علاوه بر آن، این نظریه هنوز از نظر تئوری نیز کامل نیست. به عنوان مثال؛ این نظریه نمی تواند توضیح دهد که چرا سه خانواده ذرات که کپی یکدیگر هستند، وجود دارد و همچنین تعداد زیادی از ثابتهای اختیاری (مانند جرم کوارکها، جرم لپتونها و تعداد ذرات هیگز) در نظریه وجود دارد. مهمتر از تمامی این مشکلات، همانند مدل استاندارد، این نظریه، نیروی گرانشی را در بر نمی گیرد و نمی تواند به عنوان یک نظریه نهایی مطرح شود.

پ.ن: از مجموعه مقالات مدیریت وبلاگ

پرسش و پاسخ؛ ادارکات فرا حسی

دومین سوال آبان ماه...

خیلی از پژوهشگران، بر اساس شواهدی معتقدند که ادراکات فراحسی واقعیت دارند. با فرض اینکه چنین پدیده ای واقعا در طبیعت وجود داشته باشد؛ برای توصیف کمی آن دنبال کدام کمیت یا کمیتهای فیزیکی باید گشت؟

Do giant spiral galaxies thwart clusters of young stars?

Astronomers in Scotland and Germany say simple physics may explain a long-standing paradox: why large clusters of young stars tend to reside in relatively small galaxies and not in giants like the Milky Way. The reason, according to the astronomers, is that giant spiral galaxies, like the Milky Way, spin fast, shearing star clusters before they grow into monsters.

The stunning 30 Doradus complex is the most luminous nursery of young stars in the Local Group – a collection of several dozen nearby galaxies that includes the Milky Way. It stands to reason, therefore, that 30 Doradus would inhabit an equally impressive galaxy, either Andromeda or the Milky Way, the two largest galaxies in the Local Group.

But instead the stunning 30 Doradus complex lies in the Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of our own that emits only one tenth as much light. The newborn stars of 30 Doradus have set gas aglow over an area 700 light-years wide, 30 times the diameter of the well known Orion nebula.

Rotational inhibition

Now Carsten Weidner and Ian Bonnell of the University of St Andrews in Fife and Hans Zinnecker of the Astrophysical Institute of Potsdam have conducted computer simulations that model interstellar clouds of molecular gas which collapse to form star clusters. Says Weidner, "It seems that rotation inhibits the formation of very massive star clusters."

Giant spiral galaxies spin fast. For example, the Milky Way rotates at about 230 kilometres per second, and the even larger Andromeda galaxy spins faster still. By contrast, smaller galaxies, such as the Large Magellanic Cloud, rotate slowly.

Weidner's team ran four computer simulations, each with a different spin speed. "Each model took about a month to compute," Weidner says. In the fast-spinning models, stars and clusters formed over a wide area, because the spin prevented the gas from collapsing into one gigantic cluster. By contrast, in the slowest-spinning model, the gas collapsed and gave birth to a single huge star cluster at the centre. That model might explain why the huge 30 Doradus complex arose in a galaxy much smaller than our own.

Colliding galaxies

This work also applies to colliding galaxies. Says Weidner, "In the collision region, you have less rotational support, so you would also expect more massive clusters." In fact, the famous Antennae galaxies – two large spiral galaxies that are smashing together in the constellation Corvus – have created young star clusters far greater than any young clusters in either the Milky Way or Andromeda.

Bruce Elmegreen, a star-formation expert at the IBM Research Division in Yorktown Heights, New York, says the study is interesting, but he's sceptical of the result. "The connection between galaxy spin and molecular cloud spin is vague," he says. "Does galaxy spin correlate with the spin of molecular clouds? I'm not aware of an answer to that." Weidner responds that fast-spinning galaxies should indeed have faster-spinning clouds, because the clouds interact with one another.

What about 'ram pressure'?

Elmegreen also says that 30 Doradus may owe its great size to factors other than its home galaxy's slow rotation. The Large Magellanic Cloud – which is only 160,000 light-years from Earth – is plowing through the Milky Way's halo. Gas in the halo compresses gas in the Large Magellanic Cloud, a process called "ram pressure" that may have sparked the star formation in 30 Doradus.

Weidner acknowledges that ram pressure may have played a role. "30 Doradus is a complex object," he says, "and we do not claim that we can explain every detail of it. We just say there might be a trend with rotation."

ثبت اولین تصویر از برخورد دو اخترواره

اخترشناسان برای اولین بار به اولین تصویر تایید شده از یک برخورد اخترواره‌ای در فضا دست پیدا کردند

زمانی که دانشمندان برای اولین بار در ماه ژانویه این جرم به نام P/2010 A2 را با استفاده از فضاپیمای روزتا در کمربند اخترواره‌ای مشاهده کردند، ساختار و ادامه دم مانند آن باعث شد دانشمندان این جرم را یک ستاره دنباله‌دار ببینند با این همه نگاهی دقیق‌تر نشان داد این جرم چیزی بسیار عجیب‌تر است و تصاویر به ثبت رسیده توسط هابل پرده از ساختار هسته X شکل ماننده این جرم برداشت.

با دیدن تصویر هابل اخترشناسان آژانس فضایی اروپا دریافتند موفق به کشف پدیده‌ای نادر شده‌اند، آنها گمان بردند سنگی به وسعت سه تا پنج متر با سرعتی برابر 18 هزار کیلومتر بر ساعت و با قدرتی برابر قدرت یک بمب اتم کوچک به اخترواره‌ای بزرگ‌تر برخورد کرده است.

طی این رویداد اخترشناسان توانسته‌اند به جای گمانه زنی در رابطه با وقوع چنین رویدادی در چند میلیون سال گذشته، برای اولین بار برخورد میان دو اخترواره را به صورت نسبتا مستقیم مشاهده کنند. اخترواره کوچک‌تر در این برخورد تبخیر شده و باریکه‌ای از مواد از اخترواره بزرگ‌تر به جا ماند. سپس فشار ناشی از تابش‌های خورشیدی ذرات به جا مانده را در ادامه بقایای اخترواره بزرگ‌تر قرار داده و دنباله‌ای مشابه دم یک ستاره دنباله دار به وجود آورده است.

تصویر هابل نشان می‌دهد هسته این جرم وسعتی برابر 120 متر دارد و دنباله آن حاوی ذراتی به بزرگی یک تا 2.5 میلیمتر است. برای توضیح شکل X مانند این جرم می‌توان به پرتاب کردن یک تکه آجر به میان یک استخر آب فکر کرد. الگوی بازتاب آب الگویی یکپارچه نیست، بلکه مجموعه‌ای از فوران‌ها، رشته‌ها و قطرات است که شکل آجر و زاویه برخورد آن به سطح آب را بازتاب می‌دهد و از آنجایی که در زمینه جرم جدید به نظر نمی‌آید هدف و جرم پرتاب شونده شکلی کروی داشته باشند، می‌توان گفت شکل X مانند شکل نامنظم برخوردی خارج از مرکز را به تصویر کشیده است.

تا قبل از این برخورد، دو جرم کیهانی که P/2010 A2 را به وجود آورده‌اند، به دلیل کم نور بودن بیش از اندازه قابل ردیابی نبوده‌اند. دانشمندان نتوانسته‌اند شاهد خود برخورد باشند زیرا این پدیده زمانی رخ داده که دو جرم با خورشید هم مسیر بوده‌اند اما مدل‌سازی‌های رایانه‌ای نشان می‌دهند این برخورد در حدود فوریه سال 2009 رخ داده است.

این یافته‌ها نشانه‌هایی جدید را از چگونگی رفتارهای اخترواره‌ای در زمان برخورد آنها با یکدیگر و چگونگی شکل گیری ذرات و مشارکت آنها در شکل دادن به غبارهایی که در میان سامانه خورشیدی پراکنده‌اند را در اختیار دانشمندان قرار خواهد داد.

به گزارش خبرگزاری مهر، این اطلاعات از آن رو اهمیت دارند که دانشمندان با استفاده از آنها می‌توانند منشا غبارهای کیهانی موجود در سامانه خورشیدی به همراه نسبت تاثیر برخوردهای اخترواره‌ای در تولید این غبارها را درک کنند. اخترشناسان در نظر دارند سال آینده با استفاده از هابل این جرم را دوباره مورد بررسی قرار دهند تا اطلاعات بیشتری از تاثیر پرتوهای خورشیدی بر روی ذرات اخترواره ای و چگونگی شکل گیری هسته عجیب آن به دست آورند.

Neutron star is most massive yet

Using a technique that exploits general relativity, astronomers in the US and the Netherlands have identified a neutron star that has a mass nearly twice that of the Sun. The object is the most massive neutron star ever determined with reliable precision, and its existence, say the researchers, rules out much of the exotic matter hypothesized to occur inside these ultra-dense burnt out stars.

Neutron stars form when stars exhaust all of their nuclear fuel and implode under their own weight. The immense gravity forces protons and electrons together, leaving a ball made up largely of neutrons that has a density up to ten times that of atomic nuclei. Theorists have proposed that the huge pressure inside such an object could lead to a number of different forms of exotic matter. One of these is a material known as a Bose–Einstein condensate, in which particles act together as a single quantum entity. Alternatively, the neutrons might split to form a "soup" of free quarks and create what is known as a "quark star".

The bigger the better

One way to discriminate between these different hypotheses is to look for the existence of very massive neutron stars. Exotic particles would repel each other less than neutrons do, and so would provide less resistance against gravitational collapse. This means that the mass value at which an exotic neutron star implodes to form a black hole would be lower than that of a conventional neutron star. In other words, an object of this composition could not exist above a certain mass.

Astronomers have previously identified neutron stars that might weigh as much as 2 solar masses, which is significantly greater than the 1.4–1.5 solar masses considered typical of neutron stars. However, such mass measurements have been imprecise. The new work, carried out by Paul Demorest of the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) in Virginia and colleagues, takes advantage of an effect of general relativity known as the Shapiro delay, which is the delay experienced by a radio signal as it passes through the gravitational potential of a massive object.

The idea is to measure very precisely the arrival time of radio waves from a spinning neutron star known as a pulsar, which is in orbit around a centre of gravity shared by a companion star. The pulsar emits bursts of radio waves separated by a very well defined interval – generally a few thousandths of a second – and this interval will be delayed very slightly as the companion star passes between it and the Earth, owing to the companion star's gravitational field. The exact shape of the curve that describes how this delay varies throughout the cycle of the binary system reveals the inclination of the orbital plane compared to the Earth's line of sight, while the magnitude of the delay tells us the mass of the companion star. Combining these data with measurements of the orbital period and the pulsar line-of-sight speed yields a value for the pulsar mass.

A clean way to measure

Demorest and co-workers point out that this approach is a very "clean" way of measuring the pulsar mass because, unlike alternative methods, it relies on a single type of data. But the Shapiro delay is a very weak effect. The researchers were able to optimize their measurements by using a binary system, known as J1614-2230, in which the orbital plane is almost exactly edge-on as seen from the Earth and in which the companion star is comparatively massive – both characteristics that increase the magnitude of the delay. They observed the system over the course of one complete nine-day orbit in March this year using an instrument known as GUPPI on the NRAO's Green Bank radio telescope. From these observations they calculated the pulsar to have a mass of 1.97 solar masses, with error bars of ±0.04 solar masses.

This figure is significantly higher than the previous record for precisely measured neutron star mass – 1.67±0.01 solar masses. And it is, say the researchers, high enough to rule out a wide range of models positing the existence of exotic matter inside neutron stars. Feryal Ozel of the University of Arizona, lead author of a companion paper to be published in Astrophysical Journal Letters, says that among the exotic particles to get the chop are hyperons, kaon condensates and free quarks. She says that if quarks are to exist in the core of neutron stars then they must strongly interact with one another, as they do inside normal matter, in order to withstand the star's huge gravitational field.

Frits Paerels of Columbia University in New York, who was not involved with the work, agrees. "This measurement really does not appear to leave a lot of wiggle room for models of neutron stars that involve exotic condensates," he says. "It also starts to close in on the models based on quark matter. Indeed, it comes very close to ruling out quark stars."

برگه های آزاد کف صابون

دانشمندان علم دینامیک سیالات برای نخستین بار روشی برای ساختن ورقه‌های تخت کف صابون بدون اتصال به اشیاء دیگر یافته‌اند.

وقتی به یک لایه کف صابون انگشت بزنیم، در یک چشم‌به‌هم‌زدن می‌ترکد و نابود می‌شود. فیزیک‌دانان چگونگی این واقعه را به کمک دوربین‌های با سرعت بالا به دقت ثبت کرده‌اند.

آیا می‌توان از همین روش استفاده کرد و لایه ی صابون را از سمت یکی از اضلاعش آزاد کرد و نحوه جمع شدن آن را ثبت کرد؟ باور عمومی بر این است که چنین آزمایشی ممکن نیست چرا که آثار لبه‌ اجازه جمع شدن یستقیم یک ضلع را نمیدهد.

به تازگی هانس مِیِر (Hans Mayer) و روسلان کرِچِت‌نیکوف (Rouslan Krechetnikov) از دانشگاه کالیفرنیا در سانتاباربارا (University of California, Santa Barbara) دقیقا همین آزمایش را انجام داده، از آن فیلمبرداری کرده‌اند.

روش آنها بسیار ساده‌است. آنها قابی از فلز به شکل مثلا مربع درست می‌کنند و آن را در محلول آب، و 4 گلیسرول و سولفات سدیم دُدِسیل که محلولی استاندارد برای کف صابون است، فرو می‌کنند.

سپس جریانی از یکی از اضلاع این مربع عبور می‌دهند که به‌سرعت آن را حرارت می‌دهد و مایع مجاور آن را میجوشاند و یک ضلع لایه کف صابون را آزاد می‌کند و به آن اجازه می‌دهد تا به سوی سه ضلع دیگر جمع شود.

اما قسمت هیجان‌انگیز ماجرا زمانی است که آنها جریان را همزمان از تمام اضلاع مربع می‌گذرانند و آن را از همه طرف آزاد می‌کنند تا یک ورقه کف صابون «آزاد» شکل بگیرد.

این پژوهشگران نتایج تحقیقات خود را به صورت ویدیویی (با کیفیت بالا و کیفیت پایین) در گالری حرکت سیالات اِی‌پی‌اِس (APS Gallery of Fluid Motion) منتشر کرده‌اند که بسیار دیدنی‌است.

لینک دانلود فیلم مذکور

مکانیک کوانتوم در قرنی که گذشت؛ قسمت پنجم

مدل استاندارد:

در ژوئیه 1994، فیزیکدانان آزمایشگاه ملی فرمی یک کشف تازه و سرنوشت ساز انجام دادند؛ آنها توانستند که «کوارک سر» را آشکارسازی نمایند. خبر این کشف بزرگ در صفحه اول روزنامه نیویورک تایمز، به عنوان تیتر اصلی قرار گرفت! چیزی که به کوارک سر این قدر اهمیت داده بود این بود که این آخرین کوارک برای تکمیل «مدل استاندارد» یعنی نظریه کنونی در زمینه برهم کنشهای ذرات و موفق ترین تئوری تاریخ علم بود. فیزیکدانان در سال 1977، اندکی پس از کشف «کوارک ته» در آزمایشگاه ملی فرمی، در جستجوی این ذره بودند، که تلاش آنها در طول پانزده سال بی نتیجه بود. اکثر همایشهای بین المللی فیزیک ذرات، شامل گزارشهایی از شکست های پی در پی آزمایشهای کوارک سر بود.

برای به دام انداختن کوارک سر، شتابدهنده ذرات آزمایشگاه فرمی که تواترون نام دارد دو باریکه از ذرات زیراتمی بسیار پر انرژی تولید کرد که در داخل لوله بزرگ دایره ای شکلی، در دو جهت مخالف حرکت می کردند. باریکه اول از پروتونهای معمولی تشکیل شده بود و باریکه دیگر که در جهت عکس باریکه اول و در زیر آن حرکت می کرد، از پادپروتون تشکیل شده بود. سپس تواترون، این دو باریکه ذرات را به هم برخورد می داد به طوری که پروتونها، پاد پروتونها را با انرژی حدود دو تریلیون الکترون ولت خرد کنند. انرژی عظیم آزاد شده ناشی از این برخورد ناگهانی، سیلی از خرده های زیراتمی را رها می ساخت. با استفاده از تعداد زیادی دوربین عکاسی خودکار و پیچیده و کامپیوتر، فیزیکدانها این خرده ها را از میان یک تریلیون عکس، تحلیل کردند. سپس؛ چندین گروه از فیزیکدانها به بررسی داده ها پرداختند، عکسها را با دقت بازبینی کردند و در نهایت، دوازده برخورد انتخاب شد که «اثر انگشت» برخورد یک کوارک سر در آنها یافت می شد. فیزیکدانان سپس برآورد کردند که کوارک سر، باید جرمی برابر با 174 میلیارد الکترون ولت داشته باشد؛ بدین ترتیب این سنگین ترین ذره بنیادی بود که تا آن زمان کشف شده بود. در واقع، این ذره بسیار سنگین، تقریبا هم جرم با طلا است.

برای درک اهمیت کشف کوارک سر لازم است بدانیم که کوارکها در چندین جفت یا در چند نسل یافت می شوند. پایین ترین نسل، کوارک «بالا» و «پایین» نام دارد. زمانی که سه تا از این کوارکها سبک با هم ترکیب شوند، پروتون و نوترون را تشکیل می دهند. (پروتون از دو کوارک بالا و یک کوارک پایین و نوترون از دو کوارک پایین و یک کوارک بالا تشکیل شده است.) هر یک از کوارک های بالا و پایین به نوبه خود در سه «رنگ» مختلف وجود دارند. بنابراین کوارک های نسل اول، شش کوارک را در بر می گیرند. نسل سنگین تر بعدی کوارک ها، کوارک «شگفت» و کوارک «دلربا» نام دارند. موقعی که این کوارکها به هم می پیوندند، بسیاری از فرآیندهای سنگین موجود در خرده های ناشی از برخورد اتمها، به وجود می آیند. این کوارکها نیز در سه رنگ ظاهر می شوند. کشف کوارک ته در 1977 به این معنی بود که نسل سومی از کوارکها و همچنین کوارک سر نا آشکاری که سومین جفت را تکمیل می کند، باید وجود داشته باشد. بنابراین الگوی معیار یا مدل استاندارد، بر سه نسل کوارک پایه گذاری شد که هر نسل به استثنای جرم خود، همانند نسل قبلی بود. امروزه می دانیم که، کوارکها در شش طعم (بالا، پایین؛ شگفت، دلربا؛ سر و ته) و همچنین سه رنگ یافت می شوند. بنابراین تعداد کوارکها هجده است و چون هر ماده، پاد ماده ای دارد، تعداد کوارکها و پاد کوارکها سی و شش می شود.

پ.ن: از مجموعه مقالات مدیریت وبلاگ

کنترل ریز ذرات در کریستال مایع

کنترل حرکت ذرات میکرونی اهمیت بسیاری در جدا سازی و انتقال آنها دارد که کاربرد‌های بسیار مهمی‌ در فیزیک، زیست‌شناسی و صنعت پیدا کرده است. برای نمونه انتقال هدفمند مقدار بسیار کمی‌ از دارو، یکی‌ آرزوهای مهم بشر است. یکی‌ از روش‌های مهم برای این کار استفاده از میدان الکتریکی یکنواخت برای اعمال نیرو بر ذرات باردار در داخل یک سیال می‌باشد (الکتروفورسیس).

پژوهشگران دانشگاه کنت به رهبری لورنتویچ موفق به انجام آزمایشی‌ شدند که میتواند تحولی‌ شگرف در حیطه کنترل حرکت ریز‌ذرات در داخل یک سیال ایجاد کند. در این روش، به کمک میدان الکتریکی‌ یکنواخت، ریز ذرات بی‌ بار معلق در داخل سیال کریستال مایع‌ به حرکت در می‌‌آیند. استفاده از کریستال مایع‌ که سیالی ناهمسانگرد است، نکتهٔ کلیدی این آزمایش می‌‌باشد، به طوری که با جایگزین کردن کریستل مایع‌ با یک سیال ناهمسانگرد همچون آب، پدیدهٔ مورد نظر قابل مشاهده نیست.

بر خلاف روش‌های پیشین، در این روش ذرات بی‌ بار هم قابل کنترل با میدان الکتریکی هستند. نیروی که باعث حرکت ذرات درداخل سیال می‌‌شود به دلیل جهت گیری خاص ملکول های کریستال مایع‌ در حضور میدان الکتریکی خارجی‌ در نزدیکی‌ ریز‌ذره می‌باشد. آرایش ملکول‌های کریستال مایع‌ در مجاورت ریز ذره باعث شکست تقارن می گردد و ریز ذره می‌‌تواند در جهت، خلاف جهت و حتی عمود بر میدان الکتریکی‌ حرکت کند. این پدیده غیر خطی‌ می‌‌باشد و سرعت حرکت به توان دوم میدان الکتریکی‌ وابسته است.

متن اصلی مقاله به نقل از Physicsworld

ادامه نوشته

شفقی که مهتاب را محو کرد

دوشنبه شب؛ درحالیکه تنها یک شب از ماه بدر گذشته بود، طوفانی از ذرات خورشیدی به نواحی قطب شمال زمین برخورد کرد و شفق قطبی درخشانی را در کشورهای اسکاندیناوی پدید آورد.درخشندگی این شفق به‌قدری زیاد بود که حتی مهتاب را نیز تحت تاثیر قرار داد.

این تصویر زیبا را تیلو بوبک از نروژ ثبت کرده و نور مهتاب به کمکش آمده تا چشم‌انداز طبیعی زیبایی را در شبانگاه به تصویر بکشد. ناسا پیش‌بینی کرده است این شفق‌های قطبی تا 2 شب دیگر ادامه خواهند داشت.

پرسش و پاسخ؛ زمـان

اولین سوال آبان ماه...

آیا میتوانیم سیستمی از یکاهای پایه داشته باشیم که زمان جزء آن نباشد؟

پ.ن: یکاهای اصلی در سیستم بین المللی عبارتند از: زمان، طول، جرم، مقدرا ماده، دمای ترمودینامیکی، جریان الکتریکی و شدت نور

Where Stars Are Born

Found among the Small Magellanic Cloud's clusters and nebulae NGC 346 is a star-forming region about 200 light-years across, pictured above by the Hubble Space Telescope. A satellite galaxy of the Milky Way, the Small Magellanic Cloud (SMC) is a wonder of the southern sky, a mere 210,000 light-years distant in the constellation of the Toucan. Exploring NGC 346, astronomers have identified a population of embryonic stars strung along the dark, intersecting dust lanes visible here on the right. Still collapsing within their natal clouds, the stellar infants' light is reddened by the intervening dust. A small, irregular galaxy, the SMC represents a type of galaxy more common in the early Universe. But these small galaxies are thought to be a building blocks for the larger galaxies present today. Within the SMC, stellar nurseries like NGC 346 also are thought to be similar to those found in the early universe.

This image, like many Hubble images, has a curious stair-step shape. These images come from a scientific instrument called the Wide Field and Planetary Camera 2, or WFPC2 -- which was removed from the telescope in mid-2009. It is WFPC2’s unique design that underlies the oddly-shaped images in Hubble’s portfolio.

ترجمه این پست در وبلاگ حسام الدین مشاهده کنید.

آفتاب‌پرستی که کهکشان‌ها را از هم دور می‌کند.!

این مقاله در راستای پستی است که چندی پیش در این وبلاگ با عنوان تاثیر ذره آفتاب پرستی بر نیروی کازیمیر منتشر شد. در این پست؛ به توصیف این ذره  و تشریح نیروی مربوط به آن پرداخته شده است.

 

اسرار انرژی تاریک فاش می‌شود؟

۱۲ سال پیش، نیروی اسرارآمیزی کشف شد که از 5 میلیارد سال پیش تاکنون، 70درصد از عالم ما را اشغال کرده است. این نیرو که انرژی تاریک نام گرفته، مسوول شتاب گرفتن انبساط عالم و گسترش بی‌حدومرز آن است.

اگر شما از یک کیهان‌شناس درباره تاریخچه دنیا سوال کنید، احتمال چنین جوابی خواهید شنید: «جهان ما در حدود 13.6 میلیارد سال پیش با یک انفجار بزرگ آغاز شد. پس از آن دنیا در حال انبساط و سرد شدن است. فرایند سرد شدن در ابتدا به صورت نمایی و خیلی سریع بود، اما پس از مدتی به یک نرخ ثابت رسید.»

اما به گزارش نیوساینتیست، (لینک مربوطه) یک مشکل در اینجا وجود دارد. اگر اندازه‌گیری‌های فاصله دورترین ابرنواخترها را قبول داشته باشیم، در حدود 5 میلیارد سال پیش، سرعت انبساط عالم مجددا شتاب گرفت، اما ما دلیل آن را نمی‌دانیم. اخترشناسان، انرژی تاریک اسرارآمیزی را که در تمام عالم گسترده شده، عامل اصلی این شتاب گرفتن می‌شناسند. با این وجود، این انرژی هرگز مشاهده نشده و به نظر می‌رسد که مستقیما با نور یا مواد موجود در عالم واکنش نمی‌دهد. همین عدم امکان آشکارسازی باعث ناشناخته ماندن انرژی تاریک شده است.

البته این احتمال هم وجود دارد که ما مدارکی را که وجود داشته‌اند، نادیده گرفته‌ایم. در صورتی‌که برخی ناهمسانی‌های مشاهدات نجومی اخیر در کنار یکدیگر قرار داده شوند، ممکن است منجر به نتایج شگفت‌آوری شوند: این‌که کیهان علاوه بر 4 نیروی متعارف گرانش، الکترومغناطیس و نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف، با نیروی بنیادی پنجمی پر شده است. مساله غیرعادی درباره این نیرو این است که دامنه آن بر اساس محیط اطرافش تغییر می‌کند. یک آفتاب‌پرست کیهانی که ممکن است بتواند توضیحی برای انرژی تاریک باشد.

نیروی دمدمی مزاج
ایده اولیه این نیروی پنجم در سال 2004 از سوی جاستین خوری و آماندا ولتمن ارائه شد. این دو نفر از اعضای گروه تحقیقاتی نظریه‌پرداز مشهور نظریه ریسمان، برایان گرین هستند. نظریه ریسمان در 11 بعد فرموله می‌شود که 7 بعد آن چنان درهم پیچیده شده که ما قادر به مشاهده و درک آنها نیستیم. اختلال‌های مربوط به این ابعاد درهم پیچیده باعث می‌شود که ما آنها را به صورت نیروهای اضافی در چارچوب 4بعدی فضا و زمانی که می‌شناسیم، درک کنیم.

درک این ابعاد اضافی از طریق تاثیرات آنها در فضا و زمان انجام می‌شود که باید با مشاهدات ما از عالم همخوانی داشته باشد. خوری و ولتمن راه‌حلی را برای این کار پیشنهاد کردند: وجود نیرویی اضافه که توسط ذراتی منتقل می‌شود که وزن آنها به چگالی محیط پیرامونشان بستگی دارد. در صورت وجود چنین نیرویی، تاثیرات آن بر روی زمین قابل مشاهده نخواهد بود.

عملکرد این نیرو به مکانیک کوانتوم باز می‌گردد. در مکانیک کوانتوم، محدوده نفوذ یک نیرو به میزان زیادی به جرم ذراتی بستگی دارد که توسط میدان نیرو تولید می شوند. به عنوان مثال، نیروی الکترومغناطیس فوتون‌هایی را تولید می‌کند که هیچ وزنی ندارند، بنابراین محدوده نیروی الکترومغناطیسی بی‌نهایت است.

چگالی متوسط مواد در پیرامون زمین حدود 0.5 گرم در سانتی‌متر مکعب است که در مقیاس کیهانی بسیار بالا محسوب می‌شود. به همین دلیل خوری و ولتمن فرض کردند ذراتی که این نیروی دمدمی مزاج را منتقل می‌کنند، یک میلیارد بار سبک‌تر از الکترون هستند. محدوده این نیرو نیز تنها در حدود یک میلی‌متر است. این محدوده به اندازه کافی کوچک است تا باعث شود تاثیرات آن در آزمایشگاه تاکنون کشف نشده باشد.

در فضای بیکران کیهانی که به طور متوسط در یک سانتی‌متر مکعب تنها 10 به توان منفی 29 گرم جرم وجود دارد، وزن ذرات متناظر این نیرو در حدود 22 مرتبه عددی (ده‌هزار میلیارد میلیارد بار) کاهش می‌یابد. در نتیجه چنان نیروی عظیمی تولید می‌شود که محدوده عمل آن بالغ بر چندین میلیون سال نوری است. به گفته ولتمن این نیرو نوعی فشار منفی ایجاد می‌کند که در مقیاس کیهانی، به صورت یک اثر دافعه‌ای در برابر گرانش عمل می‌کند. با توجه به وابستگی این نیرو به چگالی، با رسیدن چگالی کیهان به زیر یک مقدار بحرانی در 5 میلیارد سال پیش، اثرات این نیروی آفتاب‌پرست ظاهر شده است. این نیرو کهکشان‌ها را با سرعت بیشتری از یکدیگر دور کرده و انبساط تند شونده‌ای را که ما در عالم مشاهده می‌کنیم، ایجاد کرده است.

قدرت الاکلنگی
اگرچه نظریه جدید در ظاهر خیلی خوب به نظر می‌رسد، اما بدون شواهد و مدارک این نیروی آفتاب‌پرست نیز تنها یک نظریه برای توضیح دادن انرژی تاریک است. خوری می‌گوید: «واقعیت این است که ما درباره فیزیک بخش تاریک جهان خیلی کم می‌دانیم. به نظر من باید اجازه داد که مشاهدات و آزمایش‌ها در این خصوص تصمیم‌گیری کنند.»

نقطه قوت نیروی آفتاب‌پرست در مقابل رقبای آن نیز همین است. بر اساس نظریه خوری و ولتمن، ذرات این نیرو با نور و ماده واکنش می‌دهند. به همین دلیل آشکارسازی این نیرو باید راحت باشد. برای شروع، یک فوتون در یک میدان مغناطیسی قدرتمند می‌تواند به یک ذره آفتاب‌پرست تبدیل و مجددا به یک فوتون تبدیل شود. این الاکلنگ بازی بین ذرات باعث تغییر قدرت نیروی الکترومغناطیسی می‌شود که با کمیتی به نام ثابت ساختار ظریف یا آلفا شناخته می‌شود.

اکثر اندازه‌گیری‌های اخترشناسی مربوط به همسایگان کیهانی ما چنین تغییری را در میزان آلفا نشان نمی‌دهند. سرگئی لوشاکف از دانشگاه سن‌پترزبورگ روسیه نشان داده که هرگونه تغییری در مقدار آلفا در کهکشان ما، کمتر از 2 در 10 میلیون خواهد بود. اما در فواصل دورتر قضیه فرق می‌کند. در سال 1999 یک گروه استرالیایی از تلسکوپ‌های دوقلوی 10 متری کک در هاوایی برای اندازه‌گیری نور ساطع شده از اختروش‌های دوردست مربوط به 5 تا 9.5 میلیارد سال قبل استفاده کردند و چنین نتیجه گرفتند که آلفا به میزان 11 قسمت در میلیون کمتر از مقدار مورد انتظار است. در ماه ژوئن امسال، نسیم کانکار و همکارانش از مرکز ملی رادیو اخترفیزیک پونا در هند، ناهمسانی‌هایی را بین طیف نور یک ابر گازی در فاصله 2.9 میلیارد سال نوری شناسایی کردند که به نظر می‌رسید میزان آلفا را 3 قسمت در میلیون کمتر نشان می‌دهد. اگر فوتون‌ها در مسیر حرکت خود به سمت زمین از میان ناحیه‌هایی از فضا که دارای میدان مغناطیسی قوی و چگالی اندک ماده است عبور کنند، این همان اثری است که ما انتظار داریم.

احتمالا اثر این نیرو به میزان آلفا محدود نمی‌شود. در آوریل امسال، لوشاکف و همکارانش نسبت وزن الکترون به پروتون را در اتم‌های بخار آمونیاک ابر گازی کهکشان راه شیری تعیین کردند. آنها کشف کردند که این الکترون‌ها نسبت به الکترون‌های موجود در زمین به میزان 2 در 100 میلیون سنگین‌تر هستند. از آنجایی‌که وزن ذرات نیروی آفتاب‌پرست متناسب با محیط اطراف خود تغییر می‌کند، این مساله می‌تواند اختلاف وزن الکترون‌ها نسبت به پروتون‌ها را توجیه کند. داگلاس شاو از دانشگاه کویین‌مری لنگلستان می‌گوید: «به راحتی می‌توان داده‌ها را با مدل آفتاب‌پرست تطبیق داد.»

اما نظریه آفتاب‌پرست یک نقطه ضعف دارد: این نظریه بر اساس مشاهدات ایجاد شده و لازم است که از پایه بنیادی‌تری استخراج شود. اما خوشبختانه راهی برای حل این مشکل وجود دارد. اگر یک فوتون واقعا بتواند به یک ذره آفتاب‌پرست تبدیل شود و بازگردد، ردی را از خود بر روی قطبیدگی نور برجا می‌گذارد. شاو و کلر بوراگ نشان دادند که قطبیدگی بخشی از نوری که از ستارگان بخش‌های دیگر کهکشان به ما رسیده، کمی بیشتر از 2 درصد قطبیدگی مربوط به تاثیر غبار بین ستاره‌ای است. بوراگ در این باره می‌گوید: «ما یک نشانه تجربی از نیروی آفتاب‌پرست پیدا کرده‌ایم.»

شاو می‌گوید که به کمک آزمایشگاه‌ها و آزمایش‌های فضایی، نظریه آفتاب‌پرست طی 10 سال آینده تایید یا رد خواهد شد. در مقابل امید اندکی وجود دارد که به این زودی‌ها بتوان به کمک آزمایش‌های مستقیم، جواب‌های مربوط به معمای انرژی تاریک را پیدا کرد. ولتمن می‌گوید که به جز چند نشانه وی هنوز مدارک محکمی برای برای نظریه آفتاب‌پرست پیدا نکرده است، اما به نظر وی این نظریه ارزش پیگیری دارد. وی می‌گوید: « قابلیت آزمایش این نظریه خیلی لذت‌بخش است.»

مکانیک کوانتوم در قرنی که گذشت؛ قسمت چهارم

برهم کنشهای قوی:

دیدیم که تقارن پیمانه ای، واگراییهای نظریه الکترودینامیک کوانتومی و نظریه الکتروضعیف را حذف کرد. اما آیا تقارن پیمانه ای می توانست راهگشای حذف بینهایتهای برهم کنش قوی نیز باشد؟ سرآغاز نظریه برهم کنشهای قوی به سال 1935 بر می گردد. در این سال، فیزیکدان ژاپنی هیدکی یوکاوا پیشنهاد کرد که پروتونها و نوترونها با کمک نیروی جدیدی به هم فشرده نگه داشته می شوند که با تبادل ذراتی به نام «مزونهای پی» به وجود می آید؛ وی همچنین توانست جرم این ذرات فرضی را پیش بینی کند. یواکاوا اولین شخصی بود که تبادل ذرات سنگین را برای توضیح نیروهای کوتاه برد، لازم دانست. در سال 1947، فیزیکدان انگلیسی سسیل پاول، این مزون را در جریان آزمایشی با پرتوهای کیهانی کشف کرد. جرم این ذره، با آنچه یوکاوا در دوازده سال قبل پیش بینی کرده بود، بسیار نزدیک بود. به پاس کار پیشگام یوکاوا در آشکار کردن اسرار نیروی قوی، جایزه نوبل در 1949 به وی اعطا شد و پاول جایزه نوبل سال بعد را دریافت کرد. با وجود اینکه نظریه مزون با موفقیت بسیار رو به رو شد و قابلیت باز بهنجارش را داشت، اما فیزیکدانان در دهه های 1950 و 1960 با استفاده از شتابدهنده ها، صدها ذره با برهم کنشهای قوی از انواع گوناگونی که اکنون «هادرون» نامیده می شوند را کشف کردند. با وجود صدها هادرون، هیچ کس نمی توانست بفهمد که با کاوش بیشتر هر روز دانشمندان در قلمرو زیراتمی، چرا طبیعت به طور ناگهانی، بیشتر پیچیده می شود.! تا 1958، تعداد ذرات با برهم کنشهای قوی به قدری زیاد شده بود که فیزیکدانان دانشگاه کالیفرنیا برای اینکه ردپای آنها را گم نکنند، نشریه ای را حاوی مشخصات آنها منتشر کردند؛ اولین نشریه نوزده صفحه داشت که مشخصات شانزده ذره در آن چاپ شده بود. در سال 1995، نشریه به دویست صفحه رسید که صدها ذره را تشریح می کرد. نظریه یوکاوا، با وجود باز بهنجارش پذیری، بسیار ابتدایی تر از آن بود که بتواند این باغ وحش ذرات را که از آزمایشگاه ها بیرون می آمدند، توضیح دهد؛ ظاهرا قابلیت بازبهنجارش کافی نبود!

اولین نظر قاطع در دهه 1950، توسط یک گروه از فیزیکدانان ژاپنی که سخنگوی آن شوئیشی ساکاتا از دانشگاه ناگویا بود، ارائه شد. گروه ساکاتا، با اشاره به آثار فلسفی هگل و انگلس، نظر داد که باید لایه ای در زیر هادرونها باشد که حتی از تعداد کمتری از ذرات زیر اتمی تشکیل شده است. ساکاتا ادعا که هادرونها باید از سه تا از این ذرات و مزون از دو ذره تشکیل شده باشد. گروه او همچنین پیشنهاد کرد که این ذرات پایه، باید از نوعی تقارن جدید به نام (۳)SU تبعیت کنند. این تقارن، روش ریاضی را که این سه ذره باید به هم آمیخته شوند، تشریح می کند. تقارن ریاضی  (۳)SU به ساکاتا و گروه او اجازه داد تا پیش بینیهای ریاضی دقیقی درباره لایه موجود در زیر هادرونها به عمل آورند. مکتب ساکاتا، با تکیه بر اصول فلسفی و ریاضی، استدلال کرد که ماده باید از یک دسته بینهایت از این لایه ها، تشکیل شده باشد؛ این نظریه گاهی نظریه دنیاهایی در میان دنیاها نامیده می شود. طبق نظریه ماتریالیسم دیالکتیک، هر لایه از واقعیت فیزیکی، از برهم کنش قطبها آفریده می شود؛ به عنوان مثال، برهم کنش ستاره ها، کهکشانها را به وجود می آورد. برهم کنش بین سیاره ها و خورشید، منظومه شمسی را خلق می کند. برهم کنش بین الکترون و هسته، اتم را به وجود می آورد و بالاخره، برهم کنش بین پروتونها و نوترونها، هسته را می آفریند.

کشف غیر منتظره بعدی، بر پایه این عقیده که لایه ای در زیر هادرونها وجود دارد، در اوایل دهه شصت به دست آمد. موری گلمان از انستیتوی تکنولوژی کالیفرنیا و فیزیکدان اسرائیلی یووال نیمن نشان دادند که این صدها هادرون، در ردیف های هشت تایی جای می گیرند. گلمان، این نظریه ریاضی را «راه هشت گانه» نامید؛ نامی که از طریق وصول عقل محض در مکتب بودایی ها اقتباس شده بود. بعدها گلمان و جرج تسوایگ، نظریه کامل را پیشنهاد کردند. آنها کشف کردند که موضوع راه هشت گانه، از وجود ذرات زیر هسته ای ریشه می گیرد. (گلمان، آنها را با الهام از یک داستان جیمز جویس به نام مراسم عزاداری فینگن «کوارک» نامید!) این ذرات از تقارن  (۳)SU پیروی می کنند که مکتب ساکاتا، سالها قبل پیشگام آن بود. گلمان دریافت که با درنظر گرفت ترکیبات ساده ای از سه کوارک، می تواند به طرز معجزه آسایی صدها ذره ای را که در آزمایشگاه ها کشف شده بودند، توضیح دهد و مهمتر از آن، وجود ذرات کشف نشده ای را پیش بینی کند. به این ترتیب، او یک اشتباه کوچک ولی مهم را در نظریه ساکاتا تصحیح کرد. در واقع، با ترکیب مناسب این سه کوارک، گلمان توانست عملا تمام ذراتی را که در آزمایشگاه ها به ظهور رسیده بودند، توضیح دهد. به پاس سهمی که گلمان در فیزیک برهم کنشهای قوی داشت، جایزه نوبل سال 1969 به او اهدا شد.

در همین سالها و در اوایل دهه هفتاد، هیجان برخاسته از نظریه الکتروضعیف به سوی الگوی کوارک سرازیر شد. اما با وجود موفقیتی که نصیب الگوی کوارک شد، هنوز موضوع دیگری باقیمانده بود؛ نظریه بازبهنجارش پذیر و رضایت بخشی که بتواند نیروی نگه دارنده این کوارک را توضیح دهد، وجود نداشت! با وجود نتایج به دست آمده، عملا یک اتفاق نظر جهانی وجود داشت که نظریه یانگ میلز می تواند با موفقیت، کوارکها را در یک چارچوب بازبهنجارش پذیر، پیوند دهد. در پاره ای از شرایط، یک ذره یانگ میلز که «گلوئون» نام دارد، می تواند همانند یک ماده چسبناک، کوارکها را بهم متصل کند. این نیرو، «رنگ» نام دارد و نظریه منتج از آن «کرومودینامیک کوانتومی» نام گرفته است. حال مسئله بعدی که پیش روی فیزیکدانان قرار گرفته بود؛ این بود که آیا می توان یک نظریه واحد برای برهم کنش های قوی، ضعیف و الکترومغناطیسی به وجود آورد؟

پ.ن: از مجموعه مقالات مدیریت وبلاگ