الفلك

سرعة الحلقة

سرعة الحلقة



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ما مدى سرعة الحلقة1 الدوران؟ يتم إنشاء الثقوب السوداء الدوارة من النجوم الدوارة.

يجب الحفاظ على الزخم الزاوي للنجم "الأصل" بحيث تدور الثقوب السوداء الدوارة أسرع بكثير من نجمها "الأصل".

نظرًا لأن الثقوب السوداء عمومًا لها كتلة أقل من نجمها الأصلي ، ولا توجد كتلتها إلا في مساحة صغيرة جدًا ، فيجب أن تدور الحلقة بسرعة مذهلة.

الحلقة هي حلقة تحتوي على كل كتلة الثقب الأسود وهي في المركز وهي صغيرة جدًا تقريبًا لذا يجب أن تدور بسرعة غير محدودة تقريبًا.

يمكن أن تدور أسرع من ج؟ هل هناك أي طريقة لمعرفة ما إذا كان يمكن انتهاك SR داخل هذه الأجسام شديدة الكثافة؟

1حلقة التفرد


$$ K_ text {min} = 2 pi sqrt {a ^ 2 + 3 (ma ^ 2) ^ {2/3}} tag {1} $$

حيث الكميات $ م $ و $ a $، وكلاهما لهما وحدات الطول ، يتم تحديدهما بواسطة $$ m = frac {GM} {c ^ 2} hskip2cm a = frac {J} {Mc}. العلامة {2} $$

الحد الأقصى للدوران هو a = m (ثقب أسود كير المتطرف) ، والحالة الحدودية بين الثقب الأسود والتفرد المجرد.

مزيد من التفاصيل من Chiral Anomaly هنا: https://physics.stackexchange.com/a/469282/


إضافة السرعة: المعنى المادي لعدم التفرد عند ج؟

في اشتقاق الصيغة النسبية لإضافة السرعات ، يسقط عامل لورنتز. رياضيًا ، تعمل الصيغة مع إطارات القصور الذاتي ذات السرعة النسبية c وتعطي إجابة على سؤال أينشتاين الشهير حول ما يحدث إذا كنت تقود بسرعة الضوء وتضيء المصابيح الأمامية.

ومع ذلك ، هل هناك معنى مادي لهذا؟ لا يمكن لمصادر الضوء الضخمة أن تصل إلى c لأن الطاقة المطلوبة ستكون لانهائية. ولكن هل هناك إطار ما (ربما QFT؟) حيث يتحلل الفوتون إلى فوتونات متعددة بحيث يمكن اعتبار أحدها & quotheadlights & quot؛ كضوء & quot؛ من المصابيح الأمامية & quot؛


3 إجابات 3

ملاحظة سريعة في ضوء بعض التعليقات: أنا أفسر السؤال على أنه يسأل عن سرعة الهروب من الثقب الأسود الذي يحتوي على تفرد عارٍ بدلاً من سرعة الهروب من التفرد نفسه. سرعة الهروب عند التفرد غير محددة لأن GR لا يمكنها وصف الهندسة في تلك المرحلة.

على أي حال ، فإن الطريقة الملائمة لوصف سرعة الهروب من الثقب الأسود هي كتابة القياس باستخدام إحداثيات جولستراند-باينليف. في هذه الإحداثيات ، يتدفق الزمكان إلى الداخل باتجاه الثقب الأسود ، وسرعة الهروب هي ببساطة سرعة التدفق الداخلي. هذا هو المعروف باسم نموذج النهر، لأن التشابه هو مع الأجسام التي يجتاحها نهر متدفق. بالنسبة للشجعان ، ترد التفاصيل في ورقة النموذج النهري للثقوب السوداء.

يمكن استخدام نموذج النهر لوصف الثقوب السوداء الدوارة مثل Gargantua ، لكن الحسابات المستخدمة صعبة للغاية. ومع ذلك ، هناك فئة أخرى من الثقوب السوداء يمكن أن يكون لها تفردات عارية ، وهي الثقب الأسود غير الدوار المشحون الذي وصفه مقياس Reissner-Nordström. هذا أبسط بكثير ، ويمكن حساب سرعة الهروب بسهولة.

لذا ، إذا كنت سعيدًا بتغيير تفردك العاري وعدم تدويره ، بدلاً من عدم الشحن والتدوير ، فإليك كيفية حساب سرعة الهروب.

في إحداثيات Gullstrand-Painlevé تنسق سرعة التدفق لثقب Reissner-Nordström الأسود كدالة للمسافة الشعاعية $ r $ (انظر ورقة نموذج النهر للحصول على التفاصيل):

نظرًا لأننا مهتمون فقط بالسلوك العام ، فسأحول هذا إلى وحدات هندسية ، وأعدل نصف قطر شوارزشيلد إلى الوحدة. هذا يبسط المعادلة إلى:

في هذه الوحدات ، تبلغ تكلفة الثقب الأسود الأقصى $ Q = 0.5 $ ، لذا فإن $ Q lt 0.5 $ يبدو من الخارج ليكون ثقبًا أسودًا عاديًا مع أفق حدث و $ Q ge 0.5 $ هو حالة تفرد عارية. إذا قمت بالرسم البياني لـ $ v ^ 2 $ (سترى سبب رسم بيانيًا لـ $ v ^ 2 $ في لحظة) مقابل $ r $ لمجموعة من الرسوم المختلفة ، فستبدو النتائج كما يلي:

الخط الأحمر عبارة عن ثقب أسود غير مشحون ، وكما نتوقع تصل سرعة الهروب إلى $ 1 $ (أي $ c $) عند $ r = 1 $ (أي $ r = r_s $).

الخط الأخضر هو $ Q = 0.4 $ ، وسرعة الهروب تذهب إلى $ c $ عند $ r = 0.8r_s $ ، لذا فإن أفق الحدث قد تقلص قليلاً. ومع ذلك ، إذا نظرت إلى السلوك داخل الأفق ، فإن سرعة الهروب ترتفع ثم تنخفض مرة أخرى وتعود إلى $ c $ عند $ r = 0.2r_s $. هذا هو موقع أفق الحدث الداخلي.

بالنسبة للثقب الأسود الأقصى ، $ Q = 0.5 $ ، ترتفع سرعة الهروب إلى $ c $ عند $ r = 0.5r_s $ ولكن بعد ذلك تنخفض مرة أخرى. يوجد أفق واحد عند $ r = 0.5r_s $.

أخيرًا ، بالنسبة إلى التفرد المجرد $ Q = 0.6 $ ، فإن سرعة الهروب لا تصل أبدًا إلى $ c $ لذا لا يوجد أفق.

لكن شيئًا غريبًا يحدث عند $ r $ صغير لجميع الثقوب السوداء المشحونة. ينخفض ​​$ v ^ 2 $ إلى الصفر ثم يصبح سالبًا. تعني القيمة السالبة لـ $ v ^ 2 $ أن سرعة الهروب خيالية. يتم تفسير هذا عمومًا على أنه يعني أن مقياس Reissner-Nordström لم يعد له معنى ماديًا عند قيم أصغر تبلغ $ r $.

لذلك ، مع مراعاة المخاوف بشأن السلوك عند $ r $ صغير ، من السهل حساب سرعة الهروب ولا يفعل أي شيء غريب بشكل خاص. من حيث المبدأ ، يمكن إجراء نفس الحساب للثقب الأسود الدوار ، لكن كما قلت في البداية ، إنها قفزة كبيرة في الصعوبة ، لذا سأترك الأمر لكيب ثورن.


محتويات

بعد تعليمه الكلاسيكي في مدرسة ثانوية يسوعية ، Collège du Sacré-Coeur ، في شارلروا ، بدأ Lemaître دراسة الهندسة المدنية في الجامعة الكاثوليكية في لوفان في سن 17 عامًا. في عام 1914 ، توقف عن دراسته للعمل كضابط مدفعية في الجيش البلجيكي طوال فترة الحرب العالمية الأولى. في نهاية الأعمال العدائية ، تلقى صليب الحرب البلجيكي مع النخيل. [12]

بعد الحرب ، درس الفيزياء والرياضيات ، وبدأ التحضير للكهنوت الأبرشي ، وليس لليسوعيين. [13] حصل على الدكتوراه عام 1920 بأطروحة بعنوان l'Approximation des fonctions de plusieurs variables réelles (تقريب وظائف عدة متغيرات حقيقية) ، كتب تحت إشراف Charles de la Vallée-Poussin. [14] سيم كاهنًا في 22 سبتمبر 1923 على يد الكاردينال ديزيريه جوزيف ميرسيه. [15] [16]

في عام 1923 ، أصبح باحثًا مشاركًا في علم الفلك في كامبريدج بالمملكة المتحدة ، وقضى عامًا في St Edmund's House (الآن كلية St Edmund ، جامعة كامبريدج). عمل مع آرثر إدينجتون ، الذي قدمه إلى علم الكونيات الحديث ، وعلم الفلك النجمي ، والتحليل العددي. أمضى العام التالي في مرصد كلية هارفارد في كامبريدج ، ماساتشوستس ، مع هارلو شابلي ، الذي اشتهر للتو بعمله على السدم ، وفي معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا (MIT) ، حيث سجل في برنامج الدكتوراه في العلوم.

عند عودته إلى بلجيكا في عام 1925 ، أصبح محاضرًا غير متفرغ في جامعة لوفان الكاثوليكية وبدأ التقرير الذي نُشر عام 1927 في Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (حوليات الجمعية العلمية في بروكسل) تحت عنوان "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" ("عالم متجانس ذو كتلة ثابتة ونصف قطر متزايد يمثل السرعة الشعاعية للسدم خارج المجرة") ، كان ذلك لاحقًا لجلب الشهرة العالمية. [2] في هذا التقرير ، قدم فكرة جديدة مفادها أن الكون يتمدد ، والتي اشتقها من النسبية العامة. أصبح هذا يُعرف لاحقًا باسم قانون هابل ، على الرغم من أن لميتر كان أول من قدم تقديرًا بالملاحظة لثابت هابل. [17] اعتُبرت الحالة الأولية التي اقترحها هي نموذج أينشتاين الخاص لكون ثابت الحجم. كان للورقة تأثير ضئيل لأن المجلة التي نُشرت فيها لم تتم قراءتها على نطاق واسع من قبل علماء الفلك خارج بلجيكا. وبحسب ما ورد ساعد آرثر إدينجتون في ترجمة المقال إلى الإنجليزية في عام 1931 ، لكن الجزء المتعلق بتقدير "ثابت هابل" لم يتم تضمينه في الترجمة لأسباب ظلت مجهولة لفترة طويلة. [18] [7] تم توضيح هذه المشكلة في عام 2011 من قبل ماريو ليفيو: فقد حذف لوميت تلك الفقرات بنفسه عند ترجمة الورقة الخاصة بالجمعية الفلكية الملكية ، لصالح تقارير عن أحدث الأعمال حول هذا الموضوع ، حيث أن حسابات هابل كانت قد بدأت في ذلك الوقت بالفعل تم تحسينه على سابقات Lematre. [4]

في هذا الوقت ، بينما لم يستثني أينشتاين رياضيات نظرية لوميتري ، رفض قبول أن الكون كان يتوسع ، أشار لوميتر إلى تعليقه "لا يصحح Vos calculs ، فإن اللياقة البدنية هي كريهة"[19] (" حساباتك صحيحة ، لكن فيزياءك فظيعة "). في نفس العام ، عاد Lemaître إلى معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا لتقديم أطروحة الدكتوراه الخاصة به حول مجال الجاذبية في كرة مائع ذات كثافة ثابتة ثابتة وفقًا لنظرية النسبية. [20] بعد حصوله على الدكتوراه ، تم تعيينه أستاذًا عاديًا في الجامعة الكاثوليكية في لوفان.

في عام 1931 ، نشر آرثر إدينجتون في جريدة الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية تعليق طويل على مقال Lemaître في عام 1927 ، والذي وصفه إدينجتون بأنه "حل رائع" للمشكلات البارزة في علم الكونيات. [21] نُشرت الورقة الأصلية بترجمة مختصرة باللغة الإنجليزية في وقت لاحق في عام 1931 ، جنبًا إلى جنب مع تكملة كتبها Lematre ردًا على تعليقات إدينجتون. [22] تمت دعوة Lema Ltre بعد ذلك إلى لندن للمشاركة في اجتماع للجمعية البريطانية حول العلاقة بين الكون المادي والروحانية. هناك اقترح أن الكون توسع من نقطة أولية ، والتي أطلق عليها اسم "الذرة البدائية". طور هذه الفكرة في تقرير نشر في طبيعة. [11] ظهرت نظرية لوميتري لأول مرة في مقال للقارئ العام حول موضوعات العلوم والتكنولوجيا في عدد ديسمبر 1932 من Popular Science. [23] اشتهرت نظرية لوميتر باسم "نظرية الانفجار العظيم" ، وهو مصطلح رائع صُنع بشكل هزلي خلال إذاعة بي بي سي عام 1949 بواسطة عالم الفلك فريد هويل ، [24] [25] الذي كان من دعاة كون الحالة المستقرة وبقي حتى وفاته في عام 2001.

قوبل اقتراح لوميتري بشكوك من زملائه العلماء. وجد إدينجتون أن فكرة Lematre غير سارة. [26] اعتقد أينشتاين أنه غير مبرر من وجهة نظر مادية ، على الرغم من أنه شجع Lematre على النظر في إمكانية نماذج التوسع غير الخواص ، لذلك من الواضح أنه لم يكن رافضًا تمامًا لهذا المفهوم. قدر أينشتاين أيضًا حجة Lematre بأن نموذج أينشتاين للكون الثابت لا يمكن أن يستمر في الماضي اللانهائي.

اكتشف Lema Sandtre مع مانويل ساندوفال فالارتا أن شدة الأشعة الكونية تختلف باختلاف خط العرض لأن هذه الجسيمات المشحونة تتفاعل مع المجال المغناطيسي للأرض. [27] في حساباتهم ، استخدم Lemaître و Vallarta الكمبيوتر محلل التفاضل MIT الذي طوره فانيفار بوش. كما عملوا على نظرية الإشعاع الكوني الأولي وطبقوها على تحقيقاتهم في المجال المغناطيسي للشمس وتأثيرات دوران المجرة.

التقى لميتر وآينشتاين في أربع مناسبات: في عام 1927 في بروكسل ، في وقت مؤتمر سولفاي في عام 1932 في بلجيكا ، في وقت دورة من المؤتمرات في بروكسل بولاية كاليفورنيا في يناير 1933 [28] وفي عام 1935 في برينستون. في عام 1933 في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، بعد أن قام Lemaître بتفصيل نظريته ، وقف أينشتاين ، وصفق ، ومن المفترض أنه قال ، "هذا هو أجمل تفسير مرضٍ للخلق استمعت إليه على الإطلاق". [29] ومع ذلك ، هناك خلاف حول نقل هذا الاقتباس في الصحف في ذلك الوقت ، وربما لم يكن أينشتاين يشير إلى النظرية ككل ، ولكن فقط إلى اقتراح Lemaître بأن الأشعة الكونية قد تكون من بقايا القطع الأثرية من "الانفجار" الأولي.

في عام 1933 ، عندما استأنف نظريته عن الكون المتوسع ونشر نسخة أكثر تفصيلاً في حوليات الجمعية العلمية في بروكسل، حقق Lemaître أكبر تقدير عام له. [30] وصفته الصحف حول العالم بالعالم البلجيكي الشهير ووصفته بأنه قائد الفيزياء الكونية الجديدة. في عام 1933 أيضًا ، عمل لوميت أستاذاً زائراً في الجامعة الكاثوليكية الأمريكية. [31]

في 27 يوليو 1935 ، أطلق عليه الكاردينال جوزيف فان روي لقبًا فخريًا لكاتدرائية مالين. [32]

انتخب عضوًا في الأكاديمية البابوية للعلوم عام 1936 ، وتولى دورًا نشطًا هناك ، حيث شغل منصب رئيسها من مارس 1960 حتى وفاته. [33]

في عام 1941 ، انتخب عضوا في الأكاديمية الملكية للعلوم والفنون في بلجيكا. [34] في عام 1946 ، نشر كتابه في L'Hypothèse de l'Atome Primitif (فرضية الذرة البدائية). تمت ترجمته إلى الإسبانية في نفس العام وإلى الإنجليزية عام 1950. [ بحاجة لمصدر ]

بحلول عام 1951 ، أعلن البابا بيوس الثاني عشر أن نظرية لميتر تقدم إثباتًا علميًا للكاثوليكية. [35] ومع ذلك ، استاء لميتر من إعلان البابا ، مشيرًا إلى أن النظرية كانت محايدة ولم يكن هناك اتصال أو تناقض بين دينه ونظريته. [36] [37] [16] أقنع ليميتر ودانيال أوكونيل ، المستشار العلمي للبابا ، البابا بعدم ذكر نظرية الخلق علنًا ، والتوقف عن إصدار تصريحات حول علم الكونيات. [38] كان لوميت كاثوليكيًا متدينًا ، لكنه عارض خلط العلم بالدين ، [38] على الرغم من اعتقاده أن المجالين ليسا متعارضين. [39]

خلال الخمسينيات من القرن الماضي ، تخلى تدريجياً عن جزء من أعباء التدريس ، وأنهى ذلك تمامًا عندما تولى منصب فخري في عام 1964. وفي عام 1962 ، عارض بشدة طرد المتحدثين بالفرنسية من الجامعة الكاثوليكية في لوفان ، أنشأ حركة ACAPSUL جنبًا إلى جنب مع جيرار جاريت لمحاربة الانقسام. [40]

خلال المجمع الفاتيكاني الثاني 1962-1965 ، طلب منه البابا يوحنا الثالث والعشرون العمل في الجلسة الرابعة للجنة البابوية لتحديد النسل. [41] ومع ذلك ، نظرًا لأن حالته الصحية جعلت من المستحيل عليه السفر إلى روما - فقد عانى من نوبة قلبية في ديسمبر 1964 - اعترض ليميتر ، معربًا عن دهشته لاختياره. أخبر زميله الدومينيكاني ، بير هنري دي ريدماتن ، أنه يعتقد أنه من الخطر على عالم الرياضيات أن يغامر خارج مجال خبرته. [42] كان اسمه أيضًا أسقفًا محليًا (مونسنيور) في عام 1960 من قبل البابا يوحنا الثالث والعشرون. [34]

في نهاية حياته ، كان مكرسًا بشكل متزايد لمشاكل الحساب العددي. لقد كان عالِم جبري وحسابًا رائعًا. منذ عام 1930 ، استخدم أقوى آلات الحساب في ذلك الوقت ، مرسيدس-يوكليد. في عام 1958 ، تم تقديمه إلى Burroughs E 101 بالجامعة ، وهو أول كمبيوتر إلكتروني لها. حافظ Lemaître على اهتمام كبير بتطوير أجهزة الكمبيوتر ، بل وأكثر من ذلك ، في مشاكل اللغة وبرمجة الكمبيوتر.

توفي في 20 يونيو 1966 ، بعد وقت قصير من علمه باكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ، والذي قدم دليلًا إضافيًا لاقتراحه حول ولادة الكون. [43]

كان Lematre رائدًا في تطبيق نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين على علم الكونيات. في مقال عام 1927 ، والذي سبق مقال إدوين هابل التاريخي بسنتين ، اشتق ليميتر ما أصبح يعرف باسم قانون هابل واقترحه كظاهرة عامة في علم الكونيات النسبية. كان Lemaître أيضًا أول من قدر القيمة العددية لثابت هابل.

كان أينشتاين متشككًا في هذه الورقة. عندما اقترب Lemaître من أينشتاين في مؤتمر سولفاي عام 1927 ، أشار الأخير إلى أن ألكسندر فريدمان قد اقترح حلاً مشابهًا لمعادلات أينشتاين في عام 1922 ، مما يعني أن نصف قطر الكون قد زاد بمرور الوقت. (انتقد أينشتاين أيضًا حسابات فريدمان ، لكنه سحب تعليقاته) annus mirabilis، [44] نشر Lemaître مقالاً في طبيعة يحدد نظريته عن "الذرة البدائية". [11]

تم إعاقة فريدمان بسبب العيش والعمل في الاتحاد السوفيتي ، وتوفي في عام 1925 ، بعد فترة وجيزة من اختراع مقياس فريدمان - ليماتر - روبرتسون - ووكر. نظرًا لأن Lemaître قضى حياته المهنية بأكملها في أوروبا ، فإن عمله العلمي ليس معروفًا جيدًا في الولايات المتحدة مثل عمل هابل أو أينشتاين ، وكلاهما معروف في الولايات المتحدة بحكم إقامته هناك. ومع ذلك ، غيرت نظرية لوميت مسار علم الكونيات. كان هذا لأن Lemaître:

  • كان على دراية جيدة بعمل علماء الفلك ، وصمم نظريته لتكون لها آثار قابلة للاختبار وتتوافق مع ملاحظات الوقت ، ولا سيما لشرح الانزياح الأحمر المرصود للمجرات والعلاقة الخطية بين المسافات والسرعات
  • اقترح نظريته في وقت مناسب ، لأن إدوين هابل سينشر قريبًا العلاقة بين السرعة والمسافة التي دعمت بقوة الكون المتوسع ، وبالتالي نظرية الانفجار العظيم ليميتر
  • درس تحت إشراف آرثر إدينجتون ، الذي تأكد من حصول Lematre على جلسة استماع في المجتمع العلمي.

اقترح كل من فريدمان ولوميتر كوزمولوجيات نسبية تتميز بكون متوسع. ومع ذلك ، كان Lemaître أول من اقترح أن التوسع يفسر الانزياح الأحمر للمجرات. وخلص كذلك إلى أن حدثًا أوليًا "يشبه الخلق" يجب أن يكون قد حدث. في الثمانينيات ، قام آلان جوث وأندريه ليند بتعديل هذه النظرية بإضافة فترة تضخم إليها.

رفض أينشتاين في البداية فريدمان ، ثم رفض (بشكل خاص) لوميتري ، قائلاً إن ليس كل الرياضيات تؤدي إلى النظريات الصحيحة. بعد نشر اكتشاف هابل ، أيد أينشتاين بسرعة وبشكل علني نظرية لوميتر ، مما ساعد النظرية وطالبها في الحصول على التعرف السريع. [45]

كان Lemaître أيضًا من أوائل الذين تبنوا أجهزة الكمبيوتر للحسابات الكونية. قدم أول كمبيوتر إلى جامعته (بوروز إي 101) في عام 1958 وكان أحد مخترعي خوارزمية تحويل فورييه السريع. [46]

في عام 1931 ، كان Lemaître أول عالم يقترح أن توسع الكون كان في الواقع يتسارع وهو ما تم تأكيده بالملاحظة في التسعينيات من خلال ملاحظات مستعر أعظم من النوع IA البعيد جدًا باستخدام تلسكوب هابل الفضائي الذي أدى إلى الحصول على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2011. [47] [48] [49]

في عام 1933 ، وجد Lematre حلاً غير متجانس مهم لمعادلات مجال أينشتاين التي تصف سحابة غبار كروية ، مقياس Lemaître – Tolman.

في عام 1948 نشر Lemaître مقالة رياضية مصقولة "Quaternions et espace elliptique" والتي أوضحت مساحة غامضة. [50] وصف ويليام كنجدون كليفورد بشكل غامض الفضاء الإهليلجي في عام 1873 في وقت كانت فيه الآيات شائعة جدًا. [ غامض ] طور Lemaître نظرية الرباعية من المبادئ الأولى بحيث يمكن لمقاله أن يقف بمفرده ، لكنه استدعى برنامج Erlangen [ هناك حاجة إلى مزيد من التوضيح ] في الهندسة أثناء تطوير الهندسة المترية للفضاء الإهليلجي. [ بحاجة لمصدر ]

كان Lemaître أول عالم كوزمولوجي نظري تم ترشيحه على الإطلاق في عام 1954 لجائزة نوبل في الفيزياء عن تنبؤاته بتوسع الكون. ومن اللافت للنظر أنه تم ترشيحه أيضًا لجائزة نوبل في الكيمياء عام 1956 عن نظريته عن الذرة البدائية.

في 17 مارس 1934 ، حصل لوميتري على جائزة فرانكوي ، وهي أعلى وسام علمي بلجيكي ، من الملك ليوبولد الثالث. [34] كان مقدمو اقتراحه ألبرت أينشتاين وتشارلز دي لا فالي بوسان وألكسندر دي هيمبتين. أعضاء لجنة التحكيم الدولية هم Eddington و Langevin و Théophile de Donder و Marcel Dehalu. في نفس العام حصل على ميدالية مندل من جامعة فيلانوفا. [51]

في عام 1936 ، حصل Lematre على جائزة Prix Jules Janssen ، وهي أعلى جائزة من Société astronomique de France ، الجمعية الفلكية الفرنسية. [52]

تم تخصيص تمييز آخر احتفظت به الحكومة البلجيكية لعلماء استثنائيين في عام 1950: الجائزة العشرية للعلوم التطبيقية للفترة 1933-1942. [34]

في عام 1953 ، مُنح ميدالية إدينجتون الافتتاحية التي تمنحها الجمعية الفلكية الملكية. [53] [54]

في عام 2005 ، تم التصويت على Lemaître للمركز 61 من دي جروتستي بيلج ("The Greatest Belgian") ، برنامج تلفزيوني فلمنكي يعرض على VRT. في نفس العام تم التصويت له للمركز 78 من قبل جمهور ليه بلس جراند بيلجز ("أعظم البلجيكيين") ، برنامج تلفزيوني لـ RTBF.

في 17 يوليو 2018 ، احتفلت Google Doodle بعيد ميلاد Georges Lema Ltre 124. [55]

في 26 أكتوبر 2018 ، صوت تصويت إلكتروني بين جميع أعضاء الاتحاد الفلكي الدولي بنسبة 78٪ للتوصية بتغيير اسم قانون هابل إلى قانون هابل-لوميتري. [6] [56]


النصيحة 3: استخدم حل البرمجة الصحيح

ليس من السهل تحديد التفردات في كود الروبوت الخاص بك. من الطبيعي جدًا عدم ملاحظتها حتى تقوم بتنزيل برنامجك على الروبوت ويتصرف بشكل غريب. بحلول ذلك الوقت ، تكون قد قمت بالفعل بإخراج الروبوت من الإنتاج لإعادة برمجته.

ولكن ، لا يجب أن يكون الأمر على هذا النحو & # 8217t. يمكنك اكتشاف التفردات بسهولة شديدة باستخدام حل البرمجة الصحيح في المقام الأول.

يحتوي RoboDK على الكشف التلقائي عن التفرد. لن يسمح لك ببرمجة الروبوت للتحرك خلال التفرد. بدلاً من ذلك ، سوف يعطيك تحذيرًا مفيدًا يخبرك أن هذه الخطوة كانت ستشكل مشكلة.

على سبيل المثال ، قمت ببرمجة مثال سيناريو اللحام في RoboDK وأخبرني: & # 8220 الحركة غير ممكنة. المفصل 5 يتقاطع مع 0 درجة. هذا تفرد ولا يسمح بالحركة الخطية. & # 8221


التفرد

كلما طالت مدة حياة النجم كلما أصبح أكثر كثافة وكلما زاد كثافة كلما زاد التشويه الذي يحدثه. لكن هذا التشويه يشير إلى التفرد. لذلك كلما طالت مدة حياة النجم ، زاد تشويه الزمكان نحو التفرد.

التفرد هو موقع في مستقبل النجوم. مراقب بعيد عن الثقب الأسود يرى الأحداث بالقرب من الثقب الخلفي في حركة بطيئة. إذا ألقى شعاعًا من الضوء في هذا الثقب الأسود ، فسيتعين عليه الانتظار إلى الأبد ، لكن شعاع الضوء هذا لن يصل أبدًا إلى التفرد.

التفرد هو موقع في مستقبل النجوم حيث تصبح الجاذبية مجنونة لدرجة أنه لا يمكن تمييز المكان والزمان. من النسبية العامة ، نعلم أن هذا هو المكان الذي تصبح فيه بنية الزمكان مفردة (ومن هنا جاء اسم التفرد). ومع ذلك ، فإن المفرد (أحد باللغة العربية أَحَدٌ) هو أحد أسماء الله الـ99. أقسم الله في القرآن الكريم بمواقع النجوم التي اتضح أنها تحمل اسمه:

القرآن 56: 75-77

أقسم بمواقع النجوم ، إنه حلف عظيم لو علمتم ، إنه قرآن كريم.

٧٥ فَلَا أُقْسِمُ بِمَوَاقِعِ النُّجُومِ
٧٦ وَإِنَّهُ لَقَسَمٌ لَوْ تَعْلَمُونَ عَظِيمٌ
٧٧ إِنَّهُ لَقُرْآنٌ كَرِيمٌ

هنا يقسم الله ليس بالنجوم نفسها بل بأماكنها. نحن نعلم اليوم أن النجوم تشوه الزمكان في اتجاه التفرد ، والتي تبين أنها تحمل اسم الله: "أحد أحَدٌ".

كيف يمكن لرجل أمي عاش قبل 1400 عام أن يعرف عن التفرد؟


اسأل إيثان: ماذا يحدث عندما تتبخر خصوصية الثقب الأسود؟

أفق الحدث للثقب الأسود هو منطقة كروية أو كروية لا شيء منها ، ولا حتى. [+] الضوء يمكن أن يهرب. على الرغم من أن الإشعاع التقليدي ينبعث من خارج أفق الحدث ، فمن غير الواضح أين ومتى وكيف تتصرف الانتروبيا / المعلومات المشفرة على السطح في سيناريو الاندماج. لكننا نعتقد أن هناك تفردًا في قلب الثقب الأسود.

ناسا دانا بيري ، SkyWorks Digital ، Inc.

من الصعب أن نتخيل ، بالنظر إلى التنوع الكامل للأشكال التي تتخذها المادة في هذا الكون ، أنه لملايين السنين ، لم يكن هناك سوى ذرات متعادلة من الهيدروجين وغاز الهليوم. ربما يكون من الصعب أيضًا تخيل أنه في يوم من الأيام ، ستصبح كل النجوم مظلمة في يوم من الأيام. ستبقى فقط بقايا كوننا النابض بالحياة الآن ، بما في ذلك بعض أكثر الأشياء إثارة على الإطلاق: الثقوب السوداء. لكن حتى هم لن يدوموا إلى الأبد. ديفيد ويبر يريد أن يعرف كيف يحدث ذلك مع اسأل إيثان هذا الأسبوع ، مستفسرًا:

ماذا يحدث عندما يفقد الثقب الأسود طاقة كافية بسبب إشعاع الصقر بحيث لا تدعم كثافة طاقته التفرد مع أفق الحدث؟ بعبارة أخرى ، ماذا يحدث عندما يتوقف الثقب الأسود عن كونه ثقبًا أسود بسبب إشعاع الصقور؟

للإجابة على هذا السؤال ، من المهم أن نفهم ما هو الثقب الأسود في الواقع.

تشريح نجم ضخم جدًا طوال حياته ، وبلغ ذروته في مستعر أعظم من النوع الثاني عندما كان. [+] نفاد الوقود النووي الأساسية.

تتشكل الثقوب السوداء بشكل عام أثناء انهيار قلب نجم ضخم ، حيث يتوقف الوقود النووي المستهلك عن الاندماج في العناصر الثقيلة. مع تباطؤ الاندماج وتوقفه ، يتعرض اللب لانخفاض حاد في ضغط الإشعاع ، وهو الشيء الوحيد الذي يمنع النجم من الانهيار التثاقلي. في حين أن الطبقات الخارجية غالبًا ما تعاني من تفاعل اندماجي جامح ، مما يؤدي إلى تفجير النجم السلف بعيدًا في مستعر أعظم ، ينهار اللب أولاً في نواة ذرية واحدة - نجم نيوتروني - ولكن إذا كانت الكتلة كبيرة جدًا ، فإن النيوترونات نفسها تنضغط وتنهار إلى مثل هذا. حالة كثيفة يتشكل منها ثقب أسود. (يمكن أن يتشكل الثقب الأسود أيضًا إذا اكتسب نجم نيوتروني كتلة كافية من نجم مصاحب ، متجاوزًا العتبة اللازمة ليصبح ثقبًا أسود).

عندما يكتسب نجم نيوتروني مادة كافية ، يمكن أن ينهار إلى ثقب أسود. عندما يكون الثقب الأسود. [+] تتراكم المادة ، وتنمو قرصًا تراكميًا وستزيد كتلتها مع تدفق المادة في أفق الحدث.

تعاون بين ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية تلسكوب هابل الفضائي

من وجهة نظر الجاذبية ، كل ما يتطلبه الأمر ليصبح ثقبًا أسود هو جمع كتلة كافية في مساحة صغيرة بما يكفي بحيث لا يستطيع الضوء الهروب من منطقة معينة. كل كتلة ، بما في ذلك كوكب الأرض ، لها سرعة هروب: السرعة التي تحتاج إلى تحقيقها للهروب تمامًا من الجاذبية على مسافة معينة (على سبيل المثال ، المسافة من مركز الأرض إلى سطحها) من مركز كتلتها . ولكن إذا كانت هناك كتلة كافية بحيث تكون السرعة التي تحتاج إلى تحقيقها على مسافة معينة من مركز الكتلة هي سرعة الضوء أو أكبر ، فلا شيء يمكن أن يفلت منها ، حيث لا شيء يمكن أن يتجاوز سرعة الضوء.

كتلة الثقب الأسود هي العامل الوحيد المحدد لنصف قطر أفق الحدث ، بالنسبة لـ a. [+] ثقب أسود غير دوار ومعزول.

تلك المسافة من مركز الكتلة حيث سرعة الإفلات تساوي سرعة الضوء - دعنا نسميها ر - يحدد حجم أفق الحدث للثقب الأسود. لكن حقيقة وجود مادة بالداخل في ظل هذه الظروف لها نتيجة أخرى لا تحظى بالتقدير جيدًا: هذه المسألة يجب الانهيار إلى التفرد. قد تعتقد أنه يمكن أن تكون هناك حالة من المادة مستقرة ولها حجم محدود ضمن أفق الحدث ، لكن هذا ليس ممكنًا فيزيائيًا.

من أجل ممارسة قوة خارجية ، يجب على الجسيم الداخلي إرسال جسيم يحمل القوة بعيدًا عن مركز الكتلة وأقرب إلى أفق الحدث. لكن هذا الجسيم الحامل للقوة محدود أيضًا بسرعة الضوء ، وبغض النظر عن مكان وجودك داخل أفق الحدث ، تنتهي جميع المنحنيات الشبيهة بالضوء في المركز. الوضع أسوأ بالنسبة للجسيمات الأبطأ والكتلة. بمجرد تكوين ثقب أسود مع أفق حدث ، يتم سحق كل المادة الموجودة بداخله في حالة فردية.

الزمكان الخارجي لثقب Schwarzschild الأسود ، المعروف باسم Flamm's Paraboloid ، سهل للغاية. [+] قابلة للحساب. لكن داخل آفاق الحدث ، تؤدي جميع الجيوديسيا إلى التفرد المركزي.

مستخدم ويكيميديا ​​كومنز AllenMcC

وبما أنه لا شيء يمكن أن يهرب ، فقد تعتقد أن الثقب الأسود سيبقى ثقبًا أسودًا إلى الأبد. لولا فيزياء الكم ، لكان هذا بالضبط ما سيحدث. لكن في فيزياء الكم ، هناك كمية غير صفرية من الطاقة ملازمة للفضاء نفسه: الفراغ الكمومي. في الفضاء المنحني ، يكتسب الفراغ الكمومي خصائص مختلفة قليلاً عن تلك الموجودة في الفضاء المسطح ، ولا توجد مناطق يكون فيها الانحناء أكبر مما هو عليه بالقرب من تفرد الثقب الأسود. إن الجمع بين هذين القانونين الطبيعيين - فيزياء الكم والزمكان النسبي العام حول الثقب الأسود - يعطينا ظاهرة إشعاع هوكينغ.

يوضح تصور QCD كيف تخرج أزواج الجسيمات / الجسيمات المضادة من الفراغ الكمومي. [+] فترات زمنية قصيرة جدًا نتيجة عدم يقين هايزنبرغ.

ينتج عن إجراء حساب نظرية المجال الكمي في الفضاء المنحني حلاً مفاجئًا: أن إشعاع الجسم الأسود الحراري ينبعث في الفضاء المحيط بأفق حدث الثقب الأسود. وكلما كان أفق الحدث أصغر ، كلما زاد انحناء الفضاء بالقرب من أفق الحدث ، وبالتالي زاد معدل إشعاع هوكينغ. إذا كانت شمسنا عبارة عن ثقب أسود ، فإن درجة حرارة إشعاع هوكينغ ستكون حوالي 62 نانو كلفن إذا أخذت الثقب الأسود في مركز مجرتنا ، 4000.000 مرة ، ستكون درجة الحرارة حوالي 15 فيمتوكلفن ، أو 0.000025٪ فقط من درجة حرارة الجسم الأقل ضخامة.

صورة مركبة للأشعة السينية / الأشعة تحت الحمراء للثقب الأسود في مركز مجرتنا: القوس أ *. . [+] كتلتها حوالي أربعة ملايين شمس ، وهي محاطة بغاز حار ينبعث منها الأشعة السينية. ومع ذلك ، فإنه يصدر أيضًا (غير قابل للكشف) إشعاع هوكينغ ، في درجات حرارة أقل بكثير.

الأشعة السينية: NASA / UMass / D.Wang et al.، IR: NASA / STScI

هذا يعني أن أصغر الثقوب السوداء تتحلل بشكل أسرع ، وأن أكبرها تعيش أطول فترة. بالرياضيات ، سيعيش الثقب الأسود ذو الكتلة الشمسية حوالي 10 ^ 67 عامًا قبل أن يتبخر ، لكن الثقب الأسود في مركز مجرتنا سيعيش 10 ^ 20 مرة قبل أن يتحلل. الشيء المجنون في الأمر كله هو أنه حتى الجزء الأخير من الثانية ، لا يزال للثقب الأسود أفق حدث. بمجرد تشكيل التفرد ، تظل فرديًا - وتحتفظ بأفق الحدث - حتى اللحظة التي تصبح كتلتك فيها صفرًا.

إشعاع هوكينغ هو ما ينتج حتمًا من تنبؤات فيزياء الكم في المنحني. [+] الزمكان المحيط بأفق حدث الثقب الأسود.

ومع ذلك ، فإن تلك الثانية الأخيرة من حياة الثقب الأسود ستؤدي إلى إطلاق طاقة محدد جدًا وكبير جدًا. عندما تنخفض الكتلة إلى 228 طنًا متريًا ، فهذه إشارة إلى بقاء ثانية واحدة بالضبط. سيكون حجم أفق الحدث في ذلك الوقت 340 يوكتومترًا ، أو 3.4 × 10 ^ -22 مترًا: حجم الطول الموجي للفوتون بطاقة أكبر من أي جسيم أنتجه المصادم LHC على الإطلاق. ولكن في تلك الثانية الأخيرة ، سيتم إطلاق ما مجموعه 2.05 × 10 ^ 22 جول من الطاقة ، أي ما يعادل خمسة ملايين ميغا طن من مادة تي إن تي. يبدو الأمر كما لو أن مليون قنبلة اندماج نووي انفجرت دفعة واحدة في منطقة صغيرة من الفضاء هذه هي المرحلة الأخيرة من تبخر الثقب الأسود.

عندما يتقلص الثقب الأسود من حيث الكتلة ونصف القطر ، يصبح إشعاع هوكينغ المنبعث منه أكبر. [+] وأعلى في درجة الحرارة والقوة.

ماذا تبقى؟ مجرد إشعاع صادر. Whereas previously, there was a singularity in space where mass, and possibly charge and angular momentum existed in an infinitesimally small volume, now there is none. Space has been restored to its previously non-singular state, after what must have seemed like an eternity: enough time for the Universe to have done all it's done to date trillions upon trillions of times over. There will be no other stars or sources of light left when this occurs for the first time in our Universe there will be no one to witness this spectacular explosion. But there's no "threshold" where this occurs. Rather, the black hole needs to evaporate completely. When it does, to the best of our knowledge, there will be nothing left behind at all but outgoing radiation.

Against a seemingly eternal backdrop of everlasting darkness, a single flash of light will emerge: . [+] the evaporation of the final black hole in the Universe.

In other words, if you were to watch the last black hole in our Universe evaporate, you would see an empty void of space, that displayed no light or signs of activity for perhaps 10^100 years or more. All of a sudden, a tremendous outrush of radiation of a very particular spectrum and magnitude would appear, leaving a single point in space at 300,000 km/s. For the last time in our observable Universe, an event would have occurred to bathe the Universe in radiation. The last black hole evaporation of all would, in a poetic way, be the final time that the Universe would ever say, "Let there be light!"


Rupture velocity of plane strain shear cracks

Propagation of plane strain shear cracks is calculated numerically by using finite difference equations with second-order accuracy. The rupture model, in which stress drops gradually as slip increases, combines two different rupture criteria: (1) slip begins at a finite stress level (2) finite energy is absorbed per unit area as the crack advances. Solutions for this model are nonsingular. In some cases there may be a transition from rupture velocity less than Rayleigh velocity to rupture velocity greater than shear wave velocity. The locus of this transition is surveyed in the parameter space of fracture energy, upper yield stress, and crack length. A solution for this model can be represented as a convolution of a singular solution having abrupt stress drop with a ‘rupture distribution function.’ The convolution eliminates the singularity and spreads out the rupture front in space-time. If the solution for abrupt stress drop has an inverse square root singularity at the crack tip, as it does for sub-Rayleigh rupture velocity, then the rupture velocity of the convolved solution is independent of the rupture distribution function and depends only on the fracture energy and crack length. On the other hand, a crack with abrupt stress drop propagating faster than the shear wave velocity has a lower-order singularity. A supershear rupture front must necessarily be spread out in space-time if a finite fracture energy is absorbed as stress drops.


Abramowitz M., Stegun I.A.: Handbook of Mathematical Functions: With Formulas, Graphs, and Mathematical Tables. Courier Dover Publications, Mineola (1964)

Chen C.-C., Chen I-K., Liu T.-P., Sone Y.: Thermal transpiration for the linearized Boltzmann equation. Commun. Pure. Appl. Math. 60, 147–163 (2007)

Chen I-K., Liu T.-P., Takata S.: Boundary singularity for thermal transpiration problem of the linearized Boltzmann equation. Arch. Ration. Mech. Anal. 212(2), 575–595 (2014)

Ohwada T., Sone Y., Aoki K.: Numerical analysis of the Poiseuille and thermal transpiration flows between two parallel plates on the basis of the Boltzmann equation for hard-sphere molecules. Phys. Fluids A 1, 2042–2049 (1989)

Sone Y.: Molecular Gas Dynamics. Theory, Techniques, and Applications. Birkhäuser, Boston (2007)

Takata S., Funagane H.: Poiseuille and thermal transpiration flows of a highly rarefied gas: over-concentration in the velocity distribution function. J. Fluid Mech. 669, 242–259 (2011)

Takata S., Funagane H.: Singular behaviour of a rarefied gas on a planar boundary. J. Fluid Mech. 717, 30–47 (2013)


شاهد الفيديو: 1 12 Средња и тренутна брзина (أغسطس 2022).