متن کامل پایان نامه مقطع کارشناسی ارشد رشته : اختر فیزیک

عنوان : مطالعه اثر رسانندگی الکتریکی بر روی بادهای قرصهای برافزایشی با پهن رفت غالب

دانشگاه مازندران 

دانشکده علوم پایه

گروه فیزیک اتمی مولکولی

پایان نامه دوره کارشناسی ارشد در رشته اخترفیزیك

موضوع:

مطالعه اثر رسانندگی الکتریکی بر روی بادهای قرصهای برافزایشی با پهن رفت غالب

استاد راهنما:

دكتر علیرضا خصالی

استاد مشاور:

دكتر محسن نژاد اصغر

برای رعایت حریم خصوصی نام نگارنده پایان نامه درج نمی شود

(در فایل دانلودی نام نویسنده موجود است)

تکه هایی از متن پایان نامه به عنوان نمونه :

(ممکن است هنگام انتقال از فایل اصلی به داخل سایت بعضی متون به هم بریزد یا بعضی نمادها و اشکال درج نشود ولی در فایل دانلودی همه چیز مرتب و کامل است)

چکیده

در این پایان نامه اثر میدان الکتریکی داخلی قرصهای برافزایشی استاندارد با وشکسانی آلفا را بررسی می­کنیم. با در نظر گرفتن میدان الکتریکی داخلی در قرص برافزایشی، تغییراتی در سرعت، فشار، چگالی و میدان مغناطیسی داخلی ایجاد می­شود. در اینجا از معادلات هیدرودینامیکی مربوط و فرض خود مشابهی در راستای شعاعی استفاده کردیم و تغییرات را تنها در راستای  مورد بررسی قرار دادیم که در نهایت به چند معادله دیفرانسیل معمولی دست یافتیم که با بهره گرفتن از شرایط مرزی توانستیم متغییر ها را به روش حل عددی تعیین کنیم. طبق نتایج حاصل اثرات میدان الکتریکی داخلی قرص بر تغییرات سرعت، فشار، چگالی و میدان مغناطیسی داخلی در دو منطقه outflow و inflow بدست آمد

کلمات کلیدی: قرص برافزایشی ، میدان مغناطیسی داخلی، میدان الکتریکی.

فهرست عناوین

فصل اول: مقدمه ای بر فرآیند برافزای……………………………………… 1

1-1- مقدمه …………………………………………………………………………………….. 1

1-2- برافزایش بوندی……………………………………………………………………………………..3

1-3- مفهوم قرص های برافزایشی  ………………………………………………………………. 4

1-4- طبقه بندی كلی قرص های برافزایشی …………………………………………………   6

1-4-1- قرص سیستم های پیش ستاره ای   …….………………………………………………………………6

1-4-2- قرص ستاره های دوتای……………….…………………………………………………………………8

1-4-3- قرص هسته های فعال كهكشانی……………………………………………………………………..12

1-5- طبقه بندی قرص های برافزایشی از لحاظ شكل هندسی…………………………………..…………………13

1-5-1- قرص های نازك……………………………………………..………………………………………13

1-5-2- قرص های ضخیم……………..…………………………………………………………………14

1-6- عوامل مؤثر در برافزایش…………….………………………………………………………………14

1-6-1- برافزایش آدیاباتیک………………………………………………………………………………14

1-6-2- دما در نزدیکی اجسام متراکم………………………………………………………………………16

1-6-3- از دست دادن تابش………………………………………………………………………………16

1-6-4- درخشندگی بحرانی ادینگتون………………………………………………………………………17

1-6-5- درخشندگی ادینگتون در عمق نوری بالا………………………………………………………………18

1-6-6-مقایسة برافزایش در ستارههای نوترونی و سیاهچاله ها………………………………………..……………19

1-6-7- برافزایش با تکانه زاویهای…………………….……………………………………………………19

1-7- پارامترهای نوعی قرصها……………………..………………………………………………………20

1-7-1- وشکسانی………………………………………………………………………………………23

1-7-2- پارامتر …………….……………..…………………………………………………………23

1-7-3- مدل  β…………….…………………………………………………………………………25

1-8- ناپایداریها……….………………….……………………………………………………………26

1-8-1- ناپایداری مغناطیسی………………..……………………………………………………………27

1-8-2- ناپایداری گرانشی…………………..……………………………………………………………31

1-9- الگوهای اصلی قرص های برافزایشی…………….…….…………………………………………………35

1-9-1- قرص های استاندارد…………………………….…………………………………………………35

1-9-2- قرص های مدل ……………………..….…………………………………………………36

1-9-2-1- مدل …………………………………………………………………………………36

1-9-2-2- مدل ……………….…….……………………………………………………………38

1-9-2-2-1- خصوصیات  قرص های ……………………………….…………………………………38

1-9-2-2-2- به دام افتادن الكترون در قرص های ………………………………….……………………39

1-9-3- مدل ………….…………………….………………………………………………………40

1-9-3-1- مدل ……….…………………………………………………………………………41

فصل دوم: حرکت تک ذره در پلاسما……………………………………43

2-1-تعریف فضای پلاسمایی……………..…………………………………………………………………43

2-2- رسانایی پلاسما………………………………………………………………………………………..44

2-3- پلاسمای نامغناطیده…….……………….……………………………………………………………45

2-4- حرکت تک ذره………….………………………………………………………..…………………45

2-5- معادلات میدان…………..…………………………………………………………………………….46

2-6- چرخش…………………………………………………………………………………………………47

2-7- سوقهای مغناطیسی………………………………………………………………………………………49

2-8- سوقهای الکتریکی………………………………………………………………………………………51

2-8-1- سوق ……………………………………………………………………………………51

2-8-2- سوق قطبشی…………………………………………………………………………………………53

فصل سوم: بررسی اثرات میدان مغناطیسی خارجی  بر ساختار قرص های برافزایشی استاندارد…..…………56

3-1- مقدمه……………………..……………….…………………………………………………………56

3-2 معادلات مغناطوهیدرودینامیك………………..…………………………………………………………58

3-2-1 معادلاتMHD ایده‌آل…………………….…………………………………………………………58

3-3- معادلات حاكم بر دینامیك قرص های برافزایشی…………………………………………………………    63

3-4- روابط، محاسبات و فیزیك مسئله………………………..………………………………………………64

3-5- روش خود مشابه برای حل معادلات………………………………………………………………………68

3-6- حل عددی و بررسی نتایج……………..………………………………………………………………70

3-7- اثرات میدان مغناطیسی چنبرهای خارجی بر قرص برافزایشی استاندارد……………………….…………………74

3-8- حل معادلات در حضور میدان مغناطیسی چنبرهای خارجی و بدون رسانندگی…………………….………..…………75

3-9- حل عددی و بررسی آن…………………………………………………………………………………79

فصل چهارم: بررسی معادلات حاکم بر قرص برافزایشی در حضور میدانهای مغناطیسی و الکتریکی داخلی…….…………83

4-1- نظریة تک سیالی………………………..………………………………………………………………84

4-2- محاسبه میدان مغناطیسی و الکتریکی در قرص برافزایشی………………………………………..……………88

4-3- حل عددی و بررسی نتایج…………………..……………………………………………………………    94

4-4- پیشنهادها………………………………………………………………………………………………99

منابع ومراجع………………………..……………………………………………………………………100

مقدمه­ای بر فرآیند برافزایش

1-1  مقدمه

قرص­های برافزایشی بدون شك یكی از قدیمی ترین پدیده­های اختر فیزیكی می باشند. قرصهای برافزایشی در مرحله ای از نجوم ظاهر شدند كه گالیله[1] در سال 1610 میلادی و هویگنس[2] در سال 1659 میلادی  پی به  سیستم  حلقوی  زحل  بردند كه  یكی از اولین كشفیات بوسیلة تلسكوپ می­باشد [1]. قرص زحل نوعی متفاوت با قرصی است كه در این پایان نامه مورد مطالعه قرار می­گیرد. قرص زحل مركب از ذرات گرد و غبار و یخ می باشد كه در حال فعل و انفعال گرانشی و برخورد می­باشند. اولین قرصی كه فشار در آن نقش مهمی را ایفا می­کرد، در نیمة دوم قرن هجدهم توسط كانت[3] و لاپلاس[4] مورد بررسی قرار گرفت، كه هم اکنون به نام قرص­های پیش سیاره ای[5] و پیش ستاره­ای[6]  شناخته می شوند. بحث سر اینكه آیا منظومة شمسی از قرص تشكیل شده است، امروزه بوسیلة بسیاری از مشاهدات تایید شده است [2]. با بهره گرفتن از نسبیت عام و نتایج حاصل از سیاهچاله­ها، مطالعة قرص­های برافزایشی به مرحلة مهمی رسیده است كه می­توان آنها را یکی از منابع مهم برای تایید وجود سیاهچاله­ها دانست. اگرچه شواهد حاصل از مشاهدات مستقیم برای قرص­های برافزایشی خیلی مشكل است، اما بیشترین نامزدهای احتمالی برای وجود آنها در گستره عظیمی از اشیاء مانند اختروش­ها[7]،هسته­های فعال كهكشانی[8] (AGN)، كهكشانهای بیضوی، دوتائی­های محكم[9]، منبع­های عظیم پرتو x كهكشانی و احتمالا شیء بسیار مبهمSS433  (كه گمان میرود ستارة نوترونی باشد) می باشند. از این منابع­ مختلف بیشترین احتمال مربوط به دوتائی­های پرتو x ، اختروش­ها و هسته­های فعال كهكشانی می­باشند، كه انرژی كل خروجی آنها (در انرژیهای بالا) از مرتبهerg s-1 1048-1045می باشد. هنگامی­كه با چنین پدیده­هائی مواجه می شویم، بهترین فرآیند برای خروج انرژی از طریق گرانش می باشد [3]. برافزایش، استخراج انرژی پتانسیل گرانشی از مواد در حال سقوط بر روی یك پتانسیل گرانشی می­باشد. اگرچه سوخت هسته ای، منبع انرژی ستاره مركزی است كه اجازه می دهد در مقابل نیروی گرانش حاصل از جرم خودش ایستادگی كند، ولی بیشتر پدیده­های پرانرژی در جهان بوسیلة انرژی پتانسیل گرانشی قوت می گیرند كه می توانند از طریق برافزایش آزاد شوند. این پتانسیل می تواند ناشی از شیء بسیار پر جرم فشرده­ای باشد كه در مركز كهكشان­ها متمركز شده ­اند یا اجرام ستاره­ای بسیار جوانی باشند كه بوسیلة گازی كه از فرو ریزش ابر باقی مانده است، محاصره شده اند. در تمامی این موارد، مواد بوسیلة جرم فشردة مركزی در حال برافزایش می­باشند و انرژی پتانسیل گرانشی در شكل تابش و گرما آزاد می شود.   به طور كلی برافزایش شامل فروریزش چرخشی گاز بر روی یك جسم چگال مركزی می شود. مسئله برافزایش گاز توسط یك ستاره در یك حركت نسبی نسبت به گاز، اولین بار توسط هویل[10] و لتیلتون[11] در سال 1939 میلادی و سپس توسط بوندی[12] و هویل در سال 1944 میلادی مورد بررسی قرار گرفت. حالتی كه ستاره در حال برافزایش نسبت به گاز در حال سكون باشد، اولین بار توسط بوندی در سال 1952 میلادی مورد مطالعه قرار گرفت و به برافزایش بوندی مشهور شد و این برافزایش به مقدمه و پایه ای برای مطالعه قرص های برافزایشی به شكل امروزی تبدیل شد. اهمیت آزاد شدن انرژی توسط فرایند برافزایش جرم اولین بار توسط زلدوویچ[13] و نوویكوو[14] در سال 1964 و همچنین سالپیتر[15] در همان سال مطرح شد. هایاكاوا[16] و ماتسوكا[17] در سال 1964 میلادی فرایند برافزایش در ستارگان دوتایی را به عنوان منبعی برای پرتو ایكس ستارگان مطرح كردند و شكلووسكی[18] در سال 1967 میلادی Sco X_1 را به صورت برافزایش روی یك ستاره نوترونی تشریح كرد [4،5، 6،7].

در نیمه اول قرن بیستم کاوشهای بسیاری توسط اخترفیزیکدانان در آسمان صورت گرفت كه طی آن تعداد زیادی منابع رادیویی كشف شد كه از این منابع می توان به اخترنماها اشاره كرد. اخترنماها به صورت قابل توجهی درخشان هستند و در تمام طول موج های الكترومغناطیسی، از رادیویی تا پرتو ایكس و گاما تابش كرده و درخشندگی آنها در طول زمان تغییر می كنند. این دو خصوصیت باعث شد تا شرایط ویژه ای برای تشریح و توجیه منبع انرژی در اخترنماها به وجود بیاید. سوالی كه مطرح شد این بود كه منبع انرژی عظیم اخترنماها چیست؟

1-2  برافزایش بوندی

شكل (1-1). نمایی از برافزایش كروی

        یك برافزایش یكنواخـت متقـارن كروی را تحت میدان گرانشـی اطراف یك جرم نقطه ای در نظـر می گیریم. برافزایش كروی روی یك جسم گرانشی اولین بار توسط بوندی در سال 1952 میلادی مورد بررسی قرار گرفت و این نوع برافزایش به برافزایش بوندی مشهور است.

حال یك جریان متقارن كروی را در اطراف جسمی به جرم M در نظر می گیریم. جریان یكنواخت بوده و در جهت شعاعی یك بعدی می باشد. در این تقریب می توان از وشكسانی، میدان مغناطیسی و تابشی صرف نظر كرده و فرایند را بی دررو در نظر گرفت. تحت تقریب نیوتونی برای معادلات پیوستگی و اندازه حركت، به ترتیب خواهیم داشت:    

به طوریكه ν سرعت شاره بوده و برای برافزایش، منفی و برای بادها، مثبت است.

با در نظر گرفتن رابطه پلی تروپیك[19]  داریم:     

در حالیكه γ ,K  ثابت هستند.

با انتگرال گیری به معادلات پیوستگی جرم و برنولی[20]  می رسیم: 

به طوریكه  آهنگ برافزایش جرم است و در حال حاضر ثابت بوده و E  هم ثابت برنولی می باشد.

در حالت همدما داریم γ=1 و در انتها معادله برنولی به رابطه زیر تبدیل می شود:    

1-3  مفهوم قرص های برافزایشی

        با بهره گرفتن از تابندگی اندازه گیـری شده و محاسبه طول عمر اخترنـماها، انرژی تابشـی آن ها از مرتبه   erg1060 تخمین زده می شود، همچنین می توان اندازه منبع انرژی در اخترنماها را محاسبه كرد كه به نوعی كمتر از cm 1015 می شود. اگر چنانچه فرض كنیم كه منبع این انرژی مانند منبع انرژی ستارگان، منبعث از واكنش همجوشی هسته ای است، با توجه به اینكه بازدهی واكنش هسته ای حدود 7/0 درصد می باشد، برای حصول انرژی تابشی اخترنماها، به جرمی معادل با 108 برابر جرم خورشید احتیاج داریم كه در شعاعی كمتر از cm 1015قرار گرفته باشد، كه اگر چنین جرمی در این شعاع قرار گرفته باشد، آنگاه انرژی گرانشی بیشتر از انرژی هسته ای می شود و می بینیم كه چنانچه انرژی گرانشی غالب باشد، با توجه به رابطه گرانشی E~GM2/R مقدار انرژی بدست آمده برای اخترنماها به راحتی حاصل می شود. در سال 1969 بود كه لیندن بل[21]  مفهوم قرص های برافزایشی در اطراف یك سیاهچاله پرجرم را ارائه داد و نشان داد كه منبع عظیم انرژی این اجرام ناشی از تشكیل قرص های برافزایشی در اطراف یك سیاهچاله مركزی می باشد.

      برافزایش در حالت كلی شامل سقوط ماده روی یك پتانسیل گرانشی می باشد و عاملی برای استخراج این انرژی گرانشی محسوب می شود [8]. زمانیكه مولكول های گاز حول یك جسم چگال مركزی با پتانسیل گرانشی قدرتمند در مدارهایی دایروی در حال چرخش باشند، می توانند در یك مسیر مارپیچی شكل به سمت جسم مركزی حركت كرده و اصطلاحا فروریزش كنند، كه این امر در صورتی امكان پذیر می باشد كه انرژی مولكول های گاز و تكانه زاویه ای ناشی از حركت در مدار دایروی آن ها بنابر عواملی مانند وشكسانی، تابش و … از آن ها گرفته شود [5،9].

        اگر ذره ای به جرم m از بینهایت روی سطح ستاره ای به جرم M و شعاع R* سقوط كند، انرژی آزاد شده برابر خواهد بود با:    

كه Rs در آن شعاع شوارتزشیلد [22] است.

        برای یك ستاره متراكم مانند ستاره نوترونی با جرم حدود  و شعاع حدود  ، انرژی آزاد شده كسر قابل توجهی از جرم در حال سكون ذره است، یعنی چیزی حدود 20% ، كه نشان دهنده كارآمدتر بودن برافزایش نسبت به همجوشی هسته ای به عنوان منبع انرژی می باشد.

        ستاره ای كه در یك محیط گازی یكنواخت و ساكن قرار دارد، جرم را از اطرافش جمع می كند، كه البته این برافزایش كروی یا همان برافزایش بوندی تنها زمانی اتفاق می افتد كه گاز تكانه زاویه ای قابل چشمپوشی داشته باشد و ساده ترین نوع جریان برافزایشی محسوب می شود.

        ذره ای را در یك مسیر دایره ای در اطراف یك ستاره در نظر بگیرید. اگر مدار ذره بتواند از شعاع بزرگتر R به شعاع كوچكتر r≪R برسد، انرژی آزاد شده تقریبا برابر با انرژی بستگی مدار كوچكتر یعنی  خواهد شد و برای رسیدن به این مقدار، تقریبا تمام تكانه زاویه ای مدار بزرگتر، یعنی مقدار  باید منتقل شود. در نجوم، بیشتر جریان های برافزایشی چرخش سریعی دارند و یكی از مشكلات اصلی این است كه چگونه تكانه زاویه ای منتقل شود، به طوریكه برافزایش همچنان پابرجا بماند. درحالیكه در جریان های اتلافی، انرژی می تواند به گرما تبدیل شود و سپس تابش شود، اما تكانه زاویه ای سخت تر منتقل می شود و یك قرص برافزایشی جریانی است كه انتقال تكانه زاویه ای به سمت بیرون را انجام می دهد.

        در حالیكه كل عالم در حال انبساط است، بیشتر موضوعات مورد مطالعه در نجوم، بدلیل رمبش گرانشی شكل گرفته اند. یك ابر كروی گازی یكنواخت و ساكن را در نظر بگیرید كه تحت عامل خود گرانشی رمبش می كند. انتظار می رود كه رمبش كروی  و متقارن بوده و آنگاه جسمی شكل می گیرد كه فشار در آن در تقابل با گرانش است. اگر ابر در ابتدا دارای چرخش یكنواخت باشد، آنگاه دینامیك آن تحت تاثیر نیروی جانب مركز قرار گرفته كه در مقابل رمبش در صفحه عمود بر محور چرخش، ایستادگی می كند. حتی اگر در حالت اولیه نیروی جانب مركز ناچیز باشد، پس از رمبش ابر قابل ملاحظه می شود و قرصی با چرخش سریع در اطراف مركز چگال شكل می گیرد كه عمدتا توسط نیروی جانب مركز در مقابل گرانش ایستادگی می كند [10].

تعداد صفحه : 122

قیمت :14700 تومان

بلافاصله پس از پرداخت لینک دانلود فایل در اختیار شما قرار می گیرد

و در ضمن فایل خریداری شده به ایمیل شما ارسال می شود.

پشتیبانی سایت :        *       asa.goharii@gmail.com

در صورتی که مشکلی با پرداخت آنلاین دارید می توانید مبلغ مورد نظر برای هر فایل را کارت به کارت کرده و فایل درخواستی و اطلاعات واریز را به ایمیل ما ارسال کنید تا فایل را از طریق ایمیل دریافت کنید.

 

دسته‌ها: فیزیک