سرشت علم(۵۸): نمونه ی کاربردی – پخت کربن در گیتی

جمعه, ۲۸ام تیر, ۱۳۹۸
اندازه قلم متن

دکتر ریموند رخشانی

مقاله و فایل صوتی پنجاه و هشتم

با سلام، من ریموند رخشانی هستم و حوزه کارشناسی من مهندسی‌ سیستم‌ هاست، و تخصص علمی من در بکارگیری اندیشه سیستمی‌ برای انتقال فن آوری و اجرا و پیاده سازی تولید فراورده‌ های نوین می‌‌ باشد.
در این سلسله از مقالات و فایل‌ های صوتی، کوشش می کنم که علم مدرن را (به زبان فارسی) از پایه به دوستانی که علاقمند هستند، در حد توان، ارائه کنم. از اساتید، پژوهشگران و اندیشمندان عزیز، خواهشمندم که لینک‌ ها را به دوستان و بویژه به جوانان دانش پژوه ما (که اغلب دسترسی نظام مند برای آشنایی با علم مدرن – به زبان فارسی – ندارند) ارسال فرمایند.

لینک همه مقالات علمی و فایل‌های صوتی پیشین در پایان مقاله گذاشته شده است.

دوستانی هم که در شبکه‌ های اجتماعی حضور دارند، می توانند این مجموعه فایل‌ های صوتی و مقالات “سرشت علم” را از ابتدا از طریق لینک تلگرام زیر با دوستان دیگر شریک شوند. با احترام، ر. رخشانی

(“https://t.me/natureofscience”)

نمونه ­ی[۱] کاربردی[۲] – پخت کربن[۳] در گیتی[۴]

دَر آغازِ گیتی[۵]‌ تنها دو اتُم وجود داشته است: هیدروژن و هلیوم[۶]. ۹۰ اتم­ دیگر (که امروز مُوجودند) در دُرونِ ستارگان پخته شده­ اند[۷].

برای آغاز بحث، تعریفِ علمی‌ اینکه “ستاره چیست[۸]؟” لازم است.

فیزیک دانانِ ستاره­ شناس تعریفی ویژه برای ستاره دارند.

به تعریفِ آن دانشمندان، ” ستاره، پلاسمایی است که انرژی خود را از درهم­ گدازیِ هسته ­ای کسب می‌‌ کند[۹] و در توازنِ میانِ دو نیرویِ گرانش یا جاذبه­ ی درون­ گرایِ  خود و فشارِ گرمایی [۱۰]برون ­گرایِ خویش، از خود اشعه گسیل کرده یا تشعشع و پرتوافکنی می‌‌ کند[۱۱]. “

هریک از مقولاتِ چنین تعریفی‌ نیاز به توضیحاتی‌ بیشتر دارد.[۱۲]

  • همانطور که پیشتر توضیح داده شد پلاسما[۱۳] یکی‌ از چهار وضعیتِ ماده است که بترتیب جامد، مایع، گاز و پلاسما نامیده  می‌‌ شوند[۱۴].
  • در وضعیت پلاسمایی الکترون‌ ها عمدتاً منفصل[۱۵] از هسته­ ی­ مرکزی خود بسرمی‌‌ برند[۱۶].
  • هر ستاره در بیشترِ طولِ عمرِ خود پلاسمایی خالص است که ترکیبی‌ از هسته­ ای­ مرکزی و الکترون‌ هایی‌ آزاد دارد[۱۷].
  • در دورافتاده ‌ترین آتمسفرها دما یا درجه­ ی حرارت ممکن است آنچنان پایین و برخوردِ الکترون ‌ها با یکدیگر آنچنان کم شدت، ضعیف و غیرخشن باشد[۱۸] که به الکترون‌ ها اجازه­ ی آن را بدهد که الکترون‌ های بیرونی اتم‌ ها پیوند زده با یکدیگر ترکیب ­شده (اغلب) اتم‌ هایی‌ یونی[۱۹]‌ بسازند[۲۰].
  • اینگونه اتم‌ های لایه‌ هایِ بیرونی،  چند شاخصه­ یِ ستارگان را آشکار می ‌‌کنند[۲۱]. این شاخصه­ ها عبارتند از[۲۲]:
    • ترکیبِ شیمیایی­ شان[۲۳]،
    • سرعتِ گردشیِ[۲۴] ستارگان[۲۵]،
    • ساختارِ جوّ یا آتمسفرشان[۲۶]،
    • دما یا درجه­ ی حرارت آنها،
    • نیروی میدان الکترومغناطیسی‌ آنها و
    • نیروی گرانش یا جاذبه­ ی سطح ستارگان[۲۷].
  • حضور و یا فقدانِ اتم‌ های رادیواکتیو هم (اگرچه نه همیشه اما اغلب) برای عمرسنجی یا تخمین سنّ ستارگان مورد استفاده قرار می ‌‌گیرد[۲۸].

درهم­ گدازی هسته ­ای فرآیندی است که هسته‌ های مرکزی اتم‌ ها را به یکدیگر پیوند می‌‌ دهد تا هسته‌ های جدیدی بسازد[۲۹]. درهم­ گدازی هسته­ ای منبعِ انرژی ستارگان است[۳۰].

  • در بخش‌ های پیشتر توضیح داده ­شد که در فواصلِ بسیار کوتاه “نیروی قوی”  بر نیرویِ دافعه[۳۱] الکتروستاتیک غلبه دارد.
  • هنگامیکه بتوانیم پروتون‌ ها و نوترون‌ ها را بیکدیگر نزدیک کنیم آنها بهم­ متصل[۳۲] شده و در اثر چنین فرآیندی از خود انرژی آزاد می ‌‌کنند و ایزوتوپ یا عنصرِ جدیدی را می ‌‌آفرینند[۳۳].
  • بدلیل عظمتِ نیرویِ هسته­ ای، انرژیِ آزادشده هم عظیم است. چنین نیرویی بین یک تا ده میلیون برابرِ نیروی الکترومغناطیسیِ‌ واکنش‌ هایِ شیمیایی‌ اندازه­ گیری شده­ است[۳۴].
  • واکنش‌ های معمولیِ‌ هسته ­ای برای هر هسته چندین مگا الکترون ولت (MeV) تولید می ‌‌کنند[۳۵].

چنان که پیشتر گفته شد پایداری هسته ­ای[۳۶] به نسبت نوترون به پروتون هر هسته ­ای بستگی دارد[۳۷].

  • در نتیجه برخی‌ ترکیبات از بعضی‌ دیگر پایدار­تر هستند[۳۸].
  • هرچه هسته ­ای پایدار­تر، پیوندِ هسته­ ای آن محکم­ تر و انرژیِ رهاشده از آن (بهنگامِ شکل ­گیری) بیشتر است[۳۹].
  • پایدار‌ترین چیدمانِ موجود در عناصر چیدمانِ ۲۶ پروتونی و ۳۰ نوترونی است که مربوط به هسته­ یِ آهنِ ۵۶ (۵۶Fe) است[۴۰].
  • دانشمندان توانسته ­اند منحنی ­ای را بوجود بیآورند[۴۱] که با استفاده از آن می­ توان میزانِ انرژی رهاشده در هر واکنشِ هسته ­ای را محاسبه کرد[۴۲].
  • فرآیندِ به هم پیوستنِ ۴ هسته ­ی هیدروژن برای بوجودآوردن هلیوم فرآیندی سه پله ­ای[۴۳] است که نیروی درهم­ گدازیِ هسته­ ای  بیشترِ ستارگان از آن حاصل می‌‌ شود[۴۴].

همچنین پیشتر توضیح داده شد که گرانش یا جاذبه یکی‌ از چهار نیرویِ طبیعت است که بترتیب جاذبه، الکترومغناطیس، نیروی قوی و نیروی ضعیف[۴۵] خوانده شده­ اند[۴۶].

  • اگرچه گرانش یا جاذبه ضعیف‌ ترینِ آنها در میان این نیروهاست، بدلیلِ جرمِ  سنگینِ ستارگان گرانش یا جاذبه اغلب بر ساختارِ هر ستاره ­ای غالب است[۴۷].
  • جرمِ بیشترِ ستارگان شناخته شده از ۸ صدمِ (۰.۰۸) تا هشتاد (۸۰) برابرِ جرم خورشید است[۴۸] (جرمِ خورشید برابر با ۴۰۰۰ تریلیارد تریلیارد تن محاسبه شده ­است[۴۹].)
  • همانطور هم که می ‌‌دانیم نیرویِ گرانشی یا جاذبه­ ی بین هر دو جسمی‌ به جرمِ  آنها و فاصله­ ی بینِ آن دو جسم بستگی  دارد. گرانش یا نیروی جاذبه­ ی هر ستاره ­ای نیرویی درون­ گراست[۵۰].

در تعریفِ گرما پیشتر گفته شد که گرما انرژیِ حرکتِ ذرات[۵۱] است. فشارِ گرمایی بسادگی نیرویی است که آن ذرات بدلیل برخوردِ با یکدیگر بوجود می ‌‌آورند[۵۲].

  • میانگینِ سرعتِ هر ذرّه ­ای در ارتباطِ ساده­ ی جرمِ آن ذرّه و حرارتِ آن محاسبه شده ­است.
  • در روز‌های داغِ تابستانی لاستیکِ ماشین گرم­ شده و فشارِ لاستیک بالا می ‌‌رود. ملکول‌ های هوا در درونِ لاستیک با سرعتِ بیشتری حرکت­ کرده و با یکدیگر و با دیواره لاستیک با انرژیِ بیشتری برخورد کرده و بر دیواره فشار  می‌‌ آورند.
  • ذراتِ زیر­اتمی[۵۳]‌ درونِ هسته یا مغزه یا مرکزِ ستارگان هم بر موادِ هر ستاره بسوی بیرون فشار می ‌‌آورند[۵۴].
  • اغلب دما یا درجه­ ی حرارتِ سطح ستارگان بین ۳۰۰۰ تا ۵۰۰۰۰ کلوین است. در حالیکه درجه ­ی حرارتِ مرکز ستارگان بین ۱۵ میلیون (۱۵۰۰۰۰۰۰) کلوین تا یک میلیارد (۱۰۰۰۰۰۰۰۰۰) درجه ­ی کلوین است[۵۵].

وضعیتِ همسنگ، متوازن و متعادل هیدروستاتیک [۵۶] هر ستاره ­ای در نتیجه­ ی توازنِ دو نیروی توضیح داده­ شده در بالاست: نیروی گرانش یا جاذبه ­ی درون­ گرا و فشار گرمایی برون ­گرا[۵۷].

  • درجه ­ی حرارت بسیار بالای هسته یا مغزه یا مرکزِ ستاره به نیرویِ عظیمی که به درون ستاره کشیده می ‌‌شود تعادل می ‌‌دهد[۵۸].
  • مدل‌ ها و الگو‌های کامپیوتریِ ستارگان[۵۹] بصورتِ لایه­ لایه (از بیرون به درون) ساخته می‌‌ شوند[۶۰].
  • نخست بیرون‌ ترین لایه (پوسته) بر اساسِ درجه­ ی حرارت، ضخامت و جرمِ آن ستاره بشکلی مجازی طراحی می ‌‌شود.
  • با بکارگیریِ ابزار‌هایِ فنی‌ سپس محاسبه می‌‌ شود که چه درجه و فشاری در لایه­ ی پایین ­تر لازم است تا لایه­ ی بیرونی را همسنگ کند و در توازن نگهدارد و آن فرآیند ادامه می‌‌ یابد تا مدلِ کاملِ مجازیِ هر ستاره­ ای طراحی و محاسبه و ساخته شود.
  • ستارگان در بیش از ۹۰ درصدِ عمر خود چنین تعادلی را حفظ می‌‌ کنند.
  • هنگامیکه چنین تعادلی بهم­ می‌‌ خورد ستاره منبسط و یا منقبض می ‌‌شود[۶۱].

ستارگان بدلیل اینکه از خود تشعشع می ‌‌کنند یعنی‌ بدلیل فرستادن انرژی به فضا دیده می‌‌ شوند[۶۲].

  • در بخش‌ های پیش ­تر نوشته شد که ذراتِ باردار از خود تشعشع الکترومغناطیسی‌ می‌‌ کنند.
  • طولِ موج (یا رنگ) هر اشعه بستگی به انرژی ­ای دارد که ذراتِ آن به بیرون می ‌‌دهند.
  • درجه ­ی حرارتِ سطحِ خورشید ۵۸۰۰ درجه ­ی کلوین است که حداکثرِ تشعشعِ  خورشید در طولِ موج رنگِ زرد قرار دارد.
  • بدین مفهوم ستارگانی که سردتر هستند قرمزتر و ستارگانِ داغ­ تر آبی ­تر به نظر می ‌‌رسند[۶۳].
  • طیفِ انرژی‌ ذراتِ تشعشع ­شده (تابیده[۶۴])  به طیفی از طولِ موج‌ های نور منتهی‌ می ‌‌شوند که توزیع آنها را در اصطلاح علمی‌ طیفِ سیاه­ جسم[۶۵] یا طیفِ اجسام سیاه می ‌‌نامند[۶۶].
  • خورشید به توان یا قدرت ۴۰۰ تریلیارد تریلیارد وات می ‌‌درخشد[۶۷].
  • انرژیِ خروجی از هر ستاره ­ای می‌‌ باید به خنک ­تر شدن آن ستاره بیانجامد مگر آنکه فرآیندی دیگر درجه­ ی حرارت آن را حفظ کند[۶۸].

برای ساختن عناصرِ سنگین­ تر می ­باید بر نیروی واگرا و دافعه­ ی الکتریکی‌ بیشتری غلبه کرد.

  • اندازه ­ی این نیرو متناسب با حاصلضربِ بار‌ها بر روی هر هسته­ ی اتمی‌ است.
  • بهم­ متصل کردنِ دو هسته ­ی مرکزیِ هلیوم ۴ برابر مشکل ­تر از اتصال ۲ هسته ­ی مرکزیِ هیدروژن است[۶۹].
  • از آن گذشته، بورون-۸  (حاصله از درهم گدازی ۲ هسته­ ی مرکزیِ هلیوم) بسیار ناپایدار  است و در مدتی‌ کوتاه ­تر از  ۱۰-۱۶ ثانیه از هم می‌‌ پاشد و در فرآیند درهم­ گدازی ایجاد محدودیت و گلوگاه[۷۰] می ‌‌کند.

واکنش سه­ آلفایی، سه هسته ­ی­ مرکزی (۳ هلیوم) را بهم متصل می‌‌ کند، تا هسته­ ی مرکزی بسیار پایدار  کربن را بسازد[۷۱].

  • این واکنش، منشأ اصلیِ عنصرِ کربن در گیتی است[۷۲].
  • این واکنش همچنین بیشتر نیرویِ ستارگان را (پس از تمام ­شدن هیدروژن آنها) فراهم می‌‌ کند[۷۳].
  • اما چنین واکنشی،  به حرارت ‌هایی بسیار بالاتر نیازمند است و در نتیجه­ ی موازنه­ ی بین دو نیرو‌یِ درون­ گرای جاذبه و برون­ گرای فشار گرمایی، ستاره­ ها را تنظیمی مجدد می ‌‌کند[۷۴].
  • نیاز برای منابعِ سوختیِ نوین و موازنه­ ی مکررِ آن دو نیرویِ درون­ گرا و برون­ گرا، در قلبِ فرآیندِ فرگشتی و تکاملی ستارگان[۷۵] است.

با توجه به آنچه نوشته شد بار دیگر تعریفِ علمیِ‌ ستاره را مطرح می‌ کنم که  “ستاره، پلاسمایی است که انرژی خود را از درهم ­گدازیِ هسته­ ای کسب می‌‌ کند و در موازنه­ ی میانِ دو نیرویِ گرانشی یا جاذبه­ ی درون­ گرایِ خود و فشارِ گرمایی برون ­گرایِ خویش، از خود تشعشع می ‌‌کند یا می‌‌ تابد[۷۶]. ”

 ——————————

[۱]

چاپ و انتشار این مقالات و فایل‌ های صوتی بدون ذکر نام نویسنده (ر. رخشانی)  و مرجع و هرگونه استفاده برای مقاصد خصوصی و اهداف انتفاعی بدون گرفتن مجوز از نویسنده، اکیدا غیر قانونی است. 

[۲]

همانگونه که در دیباچه ی کتاب زیر آمده، در میان بخش ‌های به هم مرتبط این کتاب، یاداشت ‌ها و نوشته‌ هایی‌ با عنوان ­های “نمونه‌ های کاربردی” قرارگرفته ­اند که در بیشتر موارد به جنبه ‌های اجرایی و به سرمشق‌ های پیاده­ سازی و به نمونه‌ های کاربردی موضوع‌ های علمی‌ می ‌‌پردازند.

[۳]

همه ی موجودات زنده و جاندار کربن پایه هستند و نتیجتا از کربن پخته شده در گیتی‌ بهره گرفته ا‌ند. نتیجتا چگونگی‌ پخت کربن از آغاز در گیتی‌ ازلی تا کنون بسیار مهم است.

[۴]

Rakhshani, Raymond. Origins of Modernity. Even Development in the Evolution of Science and Technology. South Carolina: CreateSpace, A Division of Amazon Publishing, 2011.

[۵]

universe

[۶]

Russel, Henry Norris. The Solar System and Its Origin. Nabu Press, 2011.

[۷]

Alves, Joao, F., and McCaughrean, Mark, J. The Origins of Stars and Planets: The VLT View. Springer, 2002.

[۸]

Frebel, Anna. Searching for the Oldest Stars: Ancient Relics from the Early Universe. Princeton University Press, 2015.

[۹]

Sanchez, Norma, G. Zichichi, Antonio. Current Topics in Astro-fundamental Physics: Primordial Cosmology (NATO Science Series.) Springer, 2012.

[۱۰]

thermal pressure

[۱۱]

Gurnett, Donald, A. and Bhattacharjee, Amitarva. Introduction to Plasma Physics: With Space, Laboratory and Astrophysical Applications.Cambridge University Press, 2017.

[۱۲]

Bennett, J.O. and Donahue, M. and Schneider, N. And Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. 5th Edition. Upper Saddle River, NJ: Addison-Wesley, 2009.

[۱۳]

Inan, Umran, S. and Golkowski, Marek. Principles of Plasma Physics for Engineers and Scientists. Cambridge University Press, 2011.

[۱۴]

Chen, Francis. Introduction to Plasma Physics and Controlled Fusion. Springer, 2015.

[۱۵]

detached

[۱۶]

Gurnett, Donald, A. and Bhattacharjee, Amitarva. Introduction to Plasma Physics: With Space, Laboratory and Astrophysical Applications.Cambridge University Press, 2017.

[۱۷]

Peratt, Anthony, L. Physics of the Plasma Universe. Springer, 2014.

[۱۸]

Feigleson, Eric, D. and Babu, Jogesh, G. Modern Statistical Methods for Astronomy: With R. Applications. Cambridge University Press, 2012.

[۱۹]

Re-combine and make ionized atoms

[۲۰]

Thorne, Kip, S. and Blandford, Roger, D. Modern Classical Physics: Optics, Fluids, Plasmas, Relativity, and Statistical Physics. Princeton University Press, 2017.

[۲۱]

Fridman, Alexander, and Kennedy, Lawrence, A. Plasma Physics and Engineering. CRC Press, 2011.

[۲۲]

Condon, James, J. and Ransom, Scott, M. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press, 2016.

[۲۳]

Stacey, Weston. Fusion Plasma Physics. Wiley – VCH, 2012.

[۲۴]

rotation rate

[۲۵]

De Grasse Tyson, Neil. Astrophysics for People in a Hurry. W. W. Norton & Company, 2017.

[۲۶]

Jang Yu Hsu, James. Visual and Computational Plasma Physics. WSPC, 2014.

[۲۷]

Drummond, James E. Plasma Physics. Dover Publications, 2013.

[۲۸]

Davidson, Ronald C. Physics of Nonneutral Plasmas. Imperial College Publications, 2001.

[۲۹]

Baumjohann, Wolfgang, and Treumann, Rudolf, A. Basic Space Plasma Physics. ICP, 1996.

[۳۰]

Bellan, Paul, M. Fundamentals of Plasma Physics. Cambridge University Press, 2008.

[۳۱]

electrostatic repulsion

[۳۲]

snap together

[۳۳]

Capitelli, Mario, and Bruno, Domenico, and Laricchiutta, Annarita. Fundamental Aspects of Plasma Chemical Physics: Transport. Springer, 2013.

[۳۴]

Bittencourt, J. A. Fundamentals of Plasma Physics. Springer, 2004.

[۳۵]

Swanson, Donald Gary. Plasma Waves. CRC Press, 2003.

[۳۶]

nuclear stability

[۳۷]

Freidberg, Jeffrey, P. Plasma Physics and Fusion Energy. Cambridge University Press, 2008.

[۳۸]

Morse, Edward. Nuclear Fusion. Springer, 2018.

[۳۹]

Choppin, Gregory, and Liljenzin, Jan-Olov, and Rydberg, Jan, and Ekberg, Christian. Radiochemistry and Nuclear Chemistry. Academic Press, 2013.

[۴۰]

Zohuri, Bahman. Neutronic Analysis for Nuclear Reactor Systems. Springer, 2018.

[۴۱]

Ivezic, Zeljko. and Connolly, Andrew, J. VanderPlas, Jacob, T. and Gray, Alexander. Statistics, Data Mining, and Machine Learning in Astronomy: A Practical Python Guide for the Analysis of Survey Data (Princeton Series in Modern Observational Astronomy.) Princeton University Press, 2014.

[۴۲]

Oka, Yoshiaki, and Suzuki, Katsuo. Nuclear Reactor Kinetics and Plant Control. Springer, 2013.

[۴۳]

۳-step process

[۴۴]

Hopwood Jeans, Sir James. The Mysterious Universe. Muriwai Books, 2017.

[۴۵]

Clegg, Brian. Gravity: How the Weakest Force in the Universe Shaped Our Lives. St. Marton’s Press, 2012.

[۴۶]

Rovelli, Carlo, and Carnell, Simon (translator,) and Segre, Erica (translator.) Reality is not What it Seems: The Journey to Quantum Gravity. Riverhead Books, 2017.

[۴۷]

Carroll, Sean. The Particle at the End of the Universe: How the Hunt for the Higgs Boson Leads Us to the Edge of a New World. Dutton, 2013.

[۴۸]

Feigleson, Eric, D. and Babu, Jogesh, G. Modern Statistical Methods for Astronomy: With R. Applications. Cambridge University Press, 2012.

[۴۹]

Freedman, Roger and Geller, Robert, and Kaufmann, William, J. Universe: Stars and Galaxies. W. H. Freeman, 2015.

[۵۰]

Bennett, J.O. and Donahue, M. and Schneider, N. And Voit, M. The Essential Cosmic Perspective. 5th Edition. Upper Saddle River, NJ: Addison-Wesley, 2009.

[۵۱]

particles motion

[۵۲]

Gonzalez, Walter, and Burch, James, L. Key Processes in Solar- Terrestrial Physics. Springer, 2012.

[۵۳]

subatomic particles

[۵۴]

Dufay, Jean, and Gingerich, Owen. Introduction to Astrophysics: The Stars. Dover Publication, 2012.

[۵۵]

Aerts, C. and Christensen-Dalsgaard, J. and Kurtz, D. W. Astroseismology. Springer, 2010.

[۵۶]

hydrostatic equilibrium

[۵۷]

Pankaj, Joshi, S. The Story of Collapsing Stars: Black Holes, Naked Singularities, and the Cosmic Play of Quantum Gravity. Oxford University Press, 2015.

[۵۸]

Jordi, Jose. Stellar Explosions: Hydrodynamics and Nucleosynthesis (Series in Astronomy and Astrophysics.) CRC Press, 2015.

[۵۹]

computer models of the stars

[۶۰]

Birdsall, C. K. Plasma Physics via Computer Simulation. Taylor and Francis, 2004.

[۶۱]

Either expands or contracts

[۶۲]

Geach, James. Five Photons: Remarkable Journeys of Light Across Space and Time. Reaktion Books, 2018.

[۶۳]

Kaler, James, B. Stars and their Spectra: An Introduction to Spectral Sequence. Cambridge University Press, 2017.

[۶۴]

range of energies of radiating particles

[۶۵]

blackbody spectrum

[۶۶]

Sanchez, Norma, G. Zichichi, Antonio. Current Topics in Astro-fundamental Physics: Primordial Cosmology (NATO Science Series.) Springer, 2012.

[۶۷]

Woolfson, M. The Formation of the Solar System: Theories. London: Imperial College Press, 2007.

[۶۸]

Dickinson, Terence. Hubble’s Universe: Greatest Discoveries and Latest Images. Firefly Books, 2017.

[۶۹]

Ryan, Sean, G. and Norton, Andrew, J. Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press, 2010.

[۷۰]

bottleneck

[۷۱]

Murray, Raymond, and Holbert, Keith, E. Nuclear Energy: An Introduction to the Concepts, Systems, and Applications of Nuclear Processes. Butterworth – Heinemann, 2019.

[۷۲]

Joyce, Malcolm. Nuclear Engineering: A Conceptual Introduction to Nuclear Power. Butterworth – Heinemann, 2017.

[۷۳]

McBride, N. and Gilmour, I. An Introduction to the Solar System. Cambridge: Cambridge University Press, 2004.

[۷۴]

Spohn, Tilman, and Breuer, Doris, and Johnson, Terrence. Encyclopedia of the Solar System. Elsevier, 2014.

[۷۵]

stellar evolution

[۷۶]

Gurnett, Donald, A. and Bhattacharjee, Amitarva. Introduction to Plasma Physics: With Space, Laboratory and Astrophysical Applications.Cambridge University Press, 2017.

—————————————

ر. رخشانی

«هَم، هَمه، هَمهَمه[۱]»

گفتی‌ به کام روزی، با تو دَمی بَرآرم
آن کام برنیامد، ترسم که دَم بَرآید
سعدی

پرسیدم:

«این راز را

بی ­پایان بارانی ­ست

یا تَراوُشِ دریا،

که این چُنین

وَرایِ ابرها پِنهان می­ شود؟»

باری،

خود نیز پنهان می ­شدم

در آن فضایِ بی ­زَمانی

آن دوره ­یِ عَقیم

که وَسوَسه­ یِ پنهانی داشت

پر از شراره و شور.

گفتی:

«با تو در این راز

شریک ­ام به دِل،

لیک

دیرسالی ­ست شِکوِه می ­کنم.

تو گویی

نیمی چراغ به حَضرتِ خورشید می ­بَرَم،

نیمی دگر اِفشایِ آفتاب

به جَماعت بومان می­ کنم.

شاید که تاوانِ نیمی جَراحَت و

نیمی مَلال را می ­دهم،

یا که تاوانِ تکرار را

تا حَدِ وَسواس

در پنداری سُست.»

با آه گفتم:

«آری در این راز،

هَمه از من پُر و

من از هَمه تُهی،

هَمه با مَن ­اَند و

بیشتر بی­ من،

هَمه برحَق و

هَم هَم­ صدایِ ناحَق ­اند،

هَمه در دامی قرینه

لیک با من هَم ­دست،

هَمه در موزه­ هایی خیالی،

هَمه در هَمهَمه ­ای عاشقانه

میان دو چَشم و

دو گام و

دو کَرانه.»

———————————–

[۱]

Rakhshani, R. Selected Poems. Craetespace, An Amazon.com Company, 2014.

————————————

بخش ۵۷ این نوشته


به کانال تلگرام سایت ملیون ایران بپیوندید

هنوز نظری اضافه نشده است. شما اولین نظر را بدهید.