التوهج الشمسي

مرصد ناسا حيوية للطاقة الشمسية أو SDO،
الصورة التقطت للتوهج الشمسي من الدرجة M9.4، والتي بلغت ذروتها الساعة 8:30 مساء بتوقيت شرق الولايات المتحدة يوم 23 أكتوبر 2013.
تعرض صورة ضوء في طول موجة من 131 أنكستروم
، وهو أمر جيد لمشاهدة الحرارة الشديدة من التوهج الشمسي.

 تم عرض هذا الموضوع للتذكير الأخوة القراء بالتوهجات الشمسية التي تطلقها الشمس على شكل دفقات من البلازما والنشاط الشمسي
من ابرز البوادر للنشاط الشمسي التي تحدث كل 11عاما هي زيادة عدد البقع التي ترصد من على سطح الشمس بواسطة المراصد الفضائية او المراصد الأرضية الشمسية كامرصد ماك باث , والتي تعرف بالبقع الشمسية, والها تسمية اخرى الكلف الشمسي , تشبيها بالكلف الذي يظهر على بشرة وجه المريض, واسمة بالإنكليزية Sun Spots : وهي مناطق تظهر على السطح تكون ابرد نسبيا قياساً بالمناطق المجاورة الها من السطح , وكلما ازداد عدد البقع الظاهرة على السطح بلغت الشمس ذروة نشاطها الشمسي.

الصورة الائتمان:
ناسا / SDO

الانزياح نحو الاحمر Redshift

الانزياح نحو الاحمر  Redshift

      في عام 1910م, حاول الفيزيائي فيستو سليبر ومن بعده العالم الفيزيائي كارل فيلهم هيرتز حاولا من خلال أبحاثهما التي أجرها كل منهما على حدة, أيجاد تفسير علمي مقنع لظاهرة تباعد المجرات, من خلال تفسير ظاهرة الانزياح نحو اللون الأحمر, عند تحليل لون الطيف الخطي القادم من المجرات الإهليجية. تبين لفيستو سليبر

أن هذه المجرات تبتعد عن الأرض, ولكنه لم يتمكن من اثبات ذلك, لوجود صعوبات كانت تُواجهُ في أتِباع الطرق والوسائل للوصول إلى مبتغاه, ومن بين الطرق التي أتبعها فيستو سليبر لتفسير ظاهرة التباعد هي:

أولاً- مقارنة الحجم الفيزيائي للجرم السماوي بحجمه الزاوي angular size، والصحيح أن يقارن بين الحجم الفيزيائي والحجم الحقيقي.

ثانياً- قياس درجة سطوع السدم الظاهرة للنجم في السماء, بافتراض سطوع ذاتي, يتمكن من خلال هذا الفرض حساب بعد السديم, مستفيداً من القانون التربيع العكسي لحساب المسافة في الفيزياء.

 ينص على أن أي كمية لقوة او طاقة فيزيائية تتناسب عكسيا انطلاقاً من مصدرها مع مربع المسافة. وبالمفهوم العام المبسط أن أي كمية أو قوة فيزيائية معينة تتناسب عكسيا مع مربع المسافة, مع مصدر هذه الكمية الفيزيائية, وهذا القانون قابل للتطبيق على العديد من الظواهر الفيزيائية (الجاذبية, الكهرباء, المغناطيسية, الصوت, والاشعاع).

ولقد لاقى صعوبة في تطبيق تلك الطرق, فلم تكن لدية معرفة ان هذه السدم الذي حاول أن يجري عليها دراساته ويطبق عليها قانون المسافة, تقع خارج مجرة درب التبانة, أذ لاقى صعوبة كبيرة في تقدير المسافة, وبذلك لم يستطيع من الوصول الى نتائج مرضية. كان العلماء يعتقدون حتى عام 1915م, أن الكون ثابت ومستقر ليس له بداية زمنية أو نهاية, عندها بزغ نجم العالم الفلكي إينشتاين, وطل على العالم الغربي بنظريته الجديدة التي يدعي فيها أن الكون ساكن ومستقر ويحوي المادة ... والذي عرفت بنظرية سكون الكون لإينشتاين. وفي عام 1916م, أصبح فهم أوسع للنظرية النسبية وعند ذاك حاول إينشتاين تطبيق نظريته النسبية للجاذبية على الجاذبية والكون.^([1])

اسباب الأنزياح نحو الأحمر Reasons redshift

من الدراسات تبين أن هنالك ثلاث اسباب لأنزياح الضوء نحو الأحمر

1.    ظاهرة دوبلر.

2.    انزياح ينشأ عن اختلاف الجاذبية على سطح الأرض عن الجاذبية على النجم, وهذا التفسير يتبع للنظرية النسبية إنشتاين.

3.    تمدد الكون واستمرارة في الأتساع, وهذا يؤدي إلى أبتعاد جميع النجوم والمجرات عنا.

وقد استعملت ظاهرة دوبلر في علم الفلك, في حساب سرع النجوم البعيدة جداً, حيث يعتقد البعض أنه من المتعسر على الفلكيين حساب سرع النجوم في الفضاء. كونها تبتعد عن كوكبنا بملايين السنوات الضوئية. ولقياس سرعة نجم في الفضاء, يتم بتحليل الضوء الصادر عن النجم المراد حساب سرعته إلى الوان الطيف الأساسية, بنفس طريقة تحليل الضوء الابيض إلى ألوانه الأساسية, عندما نضع موشور في مسار الأشعة الصادرة من المصدر الضوئي, ولكل لون طول موجي وتردد معين, فعند حدوث تغير في طول الموجة لضوء معين, فمعنى ذلك أن لونه قد تغير, إن أطول الألوان موجة هو اللون الأحمر ويكون أقلها ترددا, أما أقصرها طولا هو اللون البنفسجي ويكون أكبرها تردد([2]).

 فإذا كان نجم ما يبتعد عنا بسرعة معينة فإن طول موجته سيزداد طولاً و وطيف ألوانه  سيتجه نحو الاحمرار, أي كأن الطيف كله يزاح نحو الأحمر, وإذا كان هذا النجم يقترب فإن طيفه سيزاح نحو البنفسجي. ومن مقدار هذا الإنزياح للأحمر أو البنفسجي يمكن حساب السرعة التي يتحرك بها النجم مبتعداً أو مقتربا منا.

 لذلك يستعمل الفلكيون ظاهرة دوبلر لقياس سرعة ابتعاد المجرات galaxies، عن الأرض، ولذا فإن أضواءها أو خطوطها الطيفية تنزاح نحو الأحمر، ولذا يتحدث الفلكيون عن ظاهرة الانزياح نحو الأحمر. ويعرف الانزياح نحو الأحمر العائد لمجرة أو نجم، على أنه مساوٍ لانزياح خط طيفي في الضوء الصادر عنه مقسوماً على طوله الموجي المرجعي، أي حيث ينبغي أن يكون فيما لو كان المنبع ثابتاً. يرمز لهذا الانزياح اختصاراً بالرمزZ وهو يساوي سرعة المنبع المتحرك V، مقسوماً على سرعة الضوءC التي تساوي300 ألف كم/ ثانية، أي أن   Z=V/C ,  فإذا كان الانزياح نحو الأحمر لنجم مثلاً مساوياً 0.0001، فإن سرعة النجم عندها تساوي 0.01 بالمئة من سرعة الضوء. وخير مثال لعلماء الفلك في هذا المبحث  نجم الكويزر :

---

(([1]) د. حميد مجول النعيمي/ د. فياض النجم : كتاب فيزياء الجو والفضاء ج2 1981م اصدار وزارة التعليم العالي والبحث العلمي

([2]) قراءة مخططات نشوء الكون - مجلة العلوم الأمريكية - النسخة العربية - عدد نيسان/ أبريل سنة 2004

زمكان الفائق

زمكان الفائق

يبحث  الفيزيائيين لسنوات عن طرق للحصول على الجاذبية للايجاد توافق بين النسبية مع ميكانيكا الكم. وقد أنتج  البحث في هذه المجال  نظرية الأوتار، تثليث الديناميكية النسبية. الباحثين، ستيفانو Liberati من المدرسة الدولية للدراسات المتقدمة ولوكا Maccione من جامعة لودفيغ ماكسيميليان يعتقدون  أن لديهم نهج أفضل.

وهو أن التفكير في المكان والزمان كسائل قد تساعد على التوفيق بين ميكانيكا الكم والنسبية, هكذا يرى بعض من علماء الفيزياء الفلكية, حيث يقول البعض منهم إذا كان الزمكان يشبه السائل مثل هذا المفهوم ربما يساعد في حل الخلط الخلاف بين نظريتين المهيمنة في الفيزياء, والحقيقة كل مجريات هذه النظرية عبارة عن تنبأت للعلماء في أمكانية البحث في مفهوم الزمكان كسائل, أذ يعتقد البعض أنه قد يكون مثل هذا التشبية مفيد لأحداث توفيق بين ميكانيكا الكم والنسبية. أذا كان الأمر كذلك.

عند هذا الفرض يجب أن يكون السائل خاص جداً.

  فما هي السوائل المختارة لتتلائم مع خصائص الزمكان, وتظهر هذه الخصائص

لكي نتعرف على طبيعة السائل المختار والذي يجب أن يكون أكثر ملائمة للواقع المفترض.  رشح العلماء الماء من بين السوائل المختار لتنفيذ التجربة أو الفكرة، الذي له خصائص الناشئة مثل سيولة والتماسك عندما يتم تجميع H₂O الجزيئات معاً في درجة الحرارة الصحيحة والضغط.

يجب أن نعرف ...

ما هي خصائص الماء عندما يصل الماء إلى درجة الصفر المطلق؟

وهل يصلح الماء كوسط زمكاني عند هذه الدرجة؟

أذا كان الماء لايصلح لتنفيذ هذه الفكرة

ما شكل هذا السائل الذي تتخذه هذه النظرية كخلفية زمكانية للكون؟

يفترض العلماء العاملين على تطوير هذه المفهوم أن درجة لزوجة السائل تقترب من الصفر, ويعتقد البعض منهم أن تكون صفرية, وهي حالة لا تتوفر الا في نظيري الهيليوم , وتبنى الفكرة فقط ألا اذا كان الزمكان فائق الميوعة وسلس للغاية بحيث يسمح لحرية التدفق الفائق وحرية حركة الجسيمات الأولية داخلة دون عوائق تذكر, في مفهوم النظرية النسبية أن المكان والزمان "الزمكان" هو خلفية أساسية للكون. فهل يمكن أن يكون السائل الفائق الميوعة خلفية أساسية للكون, ويسمح بحرية الحركة للأجرام السماوية كافة, أذا كان هذا هو أصل الفكرة.

تكاثف بوز أنشتاين Bose Einstein Condation

فكرة تكاثف بوز آينشتاين

عرفت فكرة تكاثف حينما تنبأ بها كل من الفيزيائي الهندي  ساتيندرا ناث بوز سنة 1924 وألبرت أينشتاين بين عامي 1924 و1925، وأثبت بالتجربة سنة 1995 أي بعد 70 عاماً من التكهن بوجود هذه الظاهرة. لا نستطيع طبعا بلوغ هذه الحالة إلا أن الباحثين تمكنوا من الوصول إلى درجة قريبة جداً منها تدعى: الدرجات النانوكلفنية (من نانوكلفن أي واحد على مليار من الدرجة فوق الصفر المطلق)، وعندها تنشأ حالة جديدة من المادة تدعى تكاثف بوزه – آينشتاين.

 فما هو تكاثف بوز اينشتاين:

تكثافة بوز- آينشتاين   Bose Einstein Condition  ويرمز له (BEC) : هو حالة الخامسة من حالات المادة يكون فيها الغاز مائع للغاية وبدرجة لزوجة صفرية, ومكون من بوزونات حيث يتم تبريده إلى درجة حرارة قريبة جداً من الصفر المطلق (أي قريبة جداً من 0 K كلفن أو -273,15 درجة مئوية). وتدعى بالدرجات النانوكلفانية, في ظل هذه الظروف حينما تقترب درجة الحرارة من درجة الصفر المطلق تصبح حركة الذرات بالنسبة لبعضها البعض شبه معدومة، كما أنها لا تمتلك أي طاقة.

   عند هذه النقطة تبدأ الذرات في التجمع مع بعضها البعض وتدخل في نفس حالة الطاقة. تصبح كل الذرات متماثلة تماماً من وجهة نظر فيزيائية، وكل المجموعة تسلك سلوك ذرة واحدة. من الجدير بالذكر أن هذه الحالة الغازية تتشكل عن طريق التبريد غاز إلى كثافة منخفضة للغاية، تصل إلى مائة في الألف كثافة من الهواء العادي[1]، لدرجات حرارة منخفضة للغاية. وتوقعت هذه الحالة لأول مرة، بشكل عام، في 1924-1925 من قبل ساتيندرا ناث بوز وألبرت أينشتاين .

ما هي الظواهر التي يمكن أن يتمثل فيها تكاثف بوز- أنشتاين؟

يرتبط تكاثف بوز- آينشتاين بظاهرتين فيزيائتين تحدث بدرجات الحرارة فائقة البرودة.

والظاهرتين هما

الظاهرة الأولى- الميوعة الفائقة Super fluidity، والتي تقوم فيها نظري الهيليوم (He³, He⁴) بتشكيل سائل يستطيع التدفق بدون أي احتكاك عند هبوط درجة حرارتها إلى الدرجات الدنياً جداً.

الظاهرة الثانية- الموصيلية الفائقة[2] Superconductivity، وتسمح هذه الظاهرة عند حدوثها بجريان الإلكترونات عبر المادة بدون أي مقاومةٍ كهربائية لها.

    في مفهوم الجسيمات الدون ذرية يعد نظير الهيليوم ذرات He⁴ بوزونات( تتألّف نواته من بروتونين ونيوترونين اثنين)، هو النظير الطبيعي الأكثر وفرةً حيث أن 99,99986% من عنصر الهيليوم في الطبيعة.

ويعد نظير الهليليوم ذرات He³ فرميونات. علماً أن للهيليوم تسع نظائر, والنظيران الانفا الذكر  هما النظيران الوحيدان الذين يمتلكان حالة الأستقرار من بين نظائر الهيليوم, وأما بقية النظائر المشعة فتكون قصيرة العمر، أطولها هو ⁶He بعمر نصف مقداره 806,7 ميلي ثانية، أما أقصرها أمداً فهو النظير ⁵He بعمر نصف مقداره 7,6×10⁻²² ثانية.

 إلا أنه يمكن لها أن تصبح بحالة تكاثف بوز-آينشتاين إذا تم جعل كل زوج من ذرات He³ يمتلك قيماً متعاكسة للسبين، بحيث تصبح القيمة الكلية للسبين مساوية للصفر، أي أن الزوج يشبه شبيهاً بالبوزونات، من حيث امتلاكة لقيمة موجبة صحيحة للسببين. وفي عام 2003، تمكنت "ديبورا جين" من استخدام أزواج الفرميونات من أجل تشكيل أول تكاثف فرميوني يتبع لحالة تكاثف

درجة الحرارة الحرجة: يحدث هذا التحول إلى BEC أقل من درجة الحرارة الحرجة، والتي لموحد ثلاثي الأبعاد  يعطى الغاز يتكون من جسيمات غير متفاعلة مع عدم وجود درجة الداخلية واضحة من الحرية من قبل:

اكتشف الفيزيائي الروسي پيوتر كاپيتسا Peter Kapitza، الميوعة الفائقة عام 1937م. وقد حاز جائزة نوبل في الفيزياء عام 1978م لأ بحاثه في فيزياء الحرارة المنخفضة.

تجربة تمييع الهيليوم

تمكّن كمرلنش أونس Kamerlingh Ones عام 1908 من تمييع الهيليوم ، وهو النظير الأكثر وفرة في الطبيعة مقارنة بنظيره الخفيف الهليوم . لكن ظاهرة السيولة الفائقة لم تكتشف إلا عام 1937 على يد العالم الروسي بيتر كابتزا Peter Kapitza، وتلاه في العام التالي العالم البريطاني جون فرانك ألن John Frank Allen.

فقد اكتشفا انخفاضاً واضحاً في تيارات الحمل الحرارية وناقلية حرارية عالية جداً، وجرياناً فائقاً عبر أنابيب شعرية بما يعرف باسم النافورة، وسلوكاً غريباً للأغشية عند جدران الأوعية الحاوية للهليوم السائل، عند درجة حرارة محددة 2,17 مطلقة، وما دونها.

 فقالا بوجود طور مميز للهيليوم يتصف بلزوجة معدومة، يرمز له بالهيليوم II تمييزاً له من الهليوم العادي ذي اللزوجة المحدودة، الذي يرمز له بالهيليوم I.

 حصل العلماء بعدئذ على ما يكفي من الهليوم ، فحاولوا تقصي مثل هذا السلوك فيه دون جدوى حتى حلول عام 1972 حين حدد ظهور الطور الفائق له عند درجة تقارب 2,7 ميلي درجة مطلقة، مع أن درجة حرارة تميعه قرابة 3,2 درجة مطلقة.

تتغير الحرارة النوعية للهليوم بتغير درجة الحرارة عند الانتقال الطوري فتأخذ شكلاً يشبه شكل الحرف اليوناني λ لذلك تدعى نقطة الانتقال النقطة لمدا، وقد لاحظ العالم الأمريكي (من أصل ألماني) فرتز لندن Fritz London تشابه التغير مع نتائج حسابات إحصائية معتمدة على ميكانيك الكم لنوع من الجسيمات تدعى البوزونات عندما تتكاثف عند درجة حرارة محددة، فبين أن هذه الظاهرة ذات أصل كمومي.

مفعول النافورة: إن وجود فارق في درجة الحرارة بين طرفي مرشح مسامي يولد فرقاً في الضغط وبالتالي تدفقاً نفاثاً للهيليوم فائق السيولة غطي أغشية فائقة السيولة .لا تزيد سماكتها على بضع عشرات من النانومترات. جدران الوعاء الداخلي، إلا أنها تنساب بسرعة فائقة حتى تصبح سوية السائل في الوعاءين واحدة

تغير درجة الحرارة النوعية للهليوم بدلالة درجة الحرارة مقدرة بالكلفن

---

[1]

[2] الموصلية الفائقة في الفيزياء هي ظاهرة تحدث في بعض المواد عند تبريدها إلى درجات حرارة منخفضة جدا تقترب من الصفر المطلق (صفر كلفن) ، حيث تسمح الموصلات الفائقة بمرور الكهرباء خلالها دون أي مقاومة كهربية تقريباً.

[3]