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]:
- 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]. ”
——————————
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.
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.
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.
Rakhshani, Raymond. Origins of Modernity. Even Development in the Evolution of Science and Technology. South Carolina: CreateSpace, A Division of Amazon Publishing, 2011.
universe
Russel, Henry Norris. The Solar System and Its Origin. Nabu Press, 2011.
Alves, Joao, F., and McCaughrean, Mark, J. The Origins of Stars and Planets: The VLT View. Springer, 2002.
Frebel, Anna. Searching for the Oldest Stars: Ancient Relics from the Early Universe. Princeton University Press, 2015.
Sanchez, Norma, G. Zichichi, Antonio. Current Topics in Astro-fundamental Physics: Primordial Cosmology (NATO Science Series.) Springer, 2012.
thermal pressure
Gurnett, Donald, A. and Bhattacharjee, Amitarva. Introduction to Plasma Physics: With Space, Laboratory and Astrophysical Applications.Cambridge University Press, 2017.
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.
Inan, Umran, S. and Golkowski, Marek. Principles of Plasma Physics for Engineers and Scientists. Cambridge University Press, 2011.
Chen, Francis. Introduction to Plasma Physics and Controlled Fusion. Springer, 2015.
detached
Gurnett, Donald, A. and Bhattacharjee, Amitarva. Introduction to Plasma Physics: With Space, Laboratory and Astrophysical Applications.Cambridge University Press, 2017.
Peratt, Anthony, L. Physics of the Plasma Universe. Springer, 2014.
Feigleson, Eric, D. and Babu, Jogesh, G. Modern Statistical Methods for Astronomy: With R. Applications. Cambridge University Press, 2012.
Re-combine and make ionized atoms
Thorne, Kip, S. and Blandford, Roger, D. Modern Classical Physics: Optics, Fluids, Plasmas, Relativity, and Statistical Physics. Princeton University Press, 2017.
Fridman, Alexander, and Kennedy, Lawrence, A. Plasma Physics and Engineering. CRC Press, 2011.
Condon, James, J. and Ransom, Scott, M. Essential Radio Astronomy. Princeton University Press, 2016.
Stacey, Weston. Fusion Plasma Physics. Wiley – VCH, 2012.
rotation rate
De Grasse Tyson, Neil. Astrophysics for People in a Hurry. W. W. Norton & Company, 2017.
Jang Yu Hsu, James. Visual and Computational Plasma Physics. WSPC, 2014.
Drummond, James E. Plasma Physics. Dover Publications, 2013.
Davidson, Ronald C. Physics of Nonneutral Plasmas. Imperial College Publications, 2001.
Baumjohann, Wolfgang, and Treumann, Rudolf, A. Basic Space Plasma Physics. ICP, 1996.
Bellan, Paul, M. Fundamentals of Plasma Physics. Cambridge University Press, 2008.
electrostatic repulsion
snap together
Capitelli, Mario, and Bruno, Domenico, and Laricchiutta, Annarita. Fundamental Aspects of Plasma Chemical Physics: Transport. Springer, 2013.
Bittencourt, J. A. Fundamentals of Plasma Physics. Springer, 2004.
Swanson, Donald Gary. Plasma Waves. CRC Press, 2003.
nuclear stability
Freidberg, Jeffrey, P. Plasma Physics and Fusion Energy. Cambridge University Press, 2008.
Morse, Edward. Nuclear Fusion. Springer, 2018.
Choppin, Gregory, and Liljenzin, Jan-Olov, and Rydberg, Jan, and Ekberg, Christian. Radiochemistry and Nuclear Chemistry. Academic Press, 2013.
Zohuri, Bahman. Neutronic Analysis for Nuclear Reactor Systems. Springer, 2018.
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.
Oka, Yoshiaki, and Suzuki, Katsuo. Nuclear Reactor Kinetics and Plant Control. Springer, 2013.
۳-step process
Hopwood Jeans, Sir James. The Mysterious Universe. Muriwai Books, 2017.
Clegg, Brian. Gravity: How the Weakest Force in the Universe Shaped Our Lives. St. Marton’s Press, 2012.
Rovelli, Carlo, and Carnell, Simon (translator,) and Segre, Erica (translator.) Reality is not What it Seems: The Journey to Quantum Gravity. Riverhead Books, 2017.
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.
Feigleson, Eric, D. and Babu, Jogesh, G. Modern Statistical Methods for Astronomy: With R. Applications. Cambridge University Press, 2012.
Freedman, Roger and Geller, Robert, and Kaufmann, William, J. Universe: Stars and Galaxies. W. H. Freeman, 2015.
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.
particles motion
Gonzalez, Walter, and Burch, James, L. Key Processes in Solar- Terrestrial Physics. Springer, 2012.
subatomic particles
Dufay, Jean, and Gingerich, Owen. Introduction to Astrophysics: The Stars. Dover Publication, 2012.
Aerts, C. and Christensen-Dalsgaard, J. and Kurtz, D. W. Astroseismology. Springer, 2010.
hydrostatic equilibrium
Pankaj, Joshi, S. The Story of Collapsing Stars: Black Holes, Naked Singularities, and the Cosmic Play of Quantum Gravity. Oxford University Press, 2015.
Jordi, Jose. Stellar Explosions: Hydrodynamics and Nucleosynthesis (Series in Astronomy and Astrophysics.) CRC Press, 2015.
computer models of the stars
Birdsall, C. K. Plasma Physics via Computer Simulation. Taylor and Francis, 2004.
Either expands or contracts
Geach, James. Five Photons: Remarkable Journeys of Light Across Space and Time. Reaktion Books, 2018.
Kaler, James, B. Stars and their Spectra: An Introduction to Spectral Sequence. Cambridge University Press, 2017.
range of energies of radiating particles
blackbody spectrum
Sanchez, Norma, G. Zichichi, Antonio. Current Topics in Astro-fundamental Physics: Primordial Cosmology (NATO Science Series.) Springer, 2012.
Woolfson, M. The Formation of the Solar System: Theories. London: Imperial College Press, 2007.
Dickinson, Terence. Hubble’s Universe: Greatest Discoveries and Latest Images. Firefly Books, 2017.
Ryan, Sean, G. and Norton, Andrew, J. Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press, 2010.
bottleneck
Murray, Raymond, and Holbert, Keith, E. Nuclear Energy: An Introduction to the Concepts, Systems, and Applications of Nuclear Processes. Butterworth – Heinemann, 2019.
Joyce, Malcolm. Nuclear Engineering: A Conceptual Introduction to Nuclear Power. Butterworth – Heinemann, 2017.
McBride, N. and Gilmour, I. An Introduction to the Solar System. Cambridge: Cambridge University Press, 2004.
Spohn, Tilman, and Breuer, Doris, and Johnson, Terrence. Encyclopedia of the Solar System. Elsevier, 2014.
stellar evolution
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.»
———————————–
Rakhshani, R. Selected Poems. Craetespace, An Amazon.com Company, 2014.
————————————
به کانال تلگرام سایت ملیون ایران بپیوندید