دانلود پایان نامه ارشد: مطالعه اثر رسانندگی الکتریکی بر روی بادهای قرصهای برافزایشی با پهن رفت غالب

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 اخترفیزیک

موضوع:

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

استاد راهنما:

دکتر علیرضا خصالی

استاد مشاور:

دکتر 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 استفاده 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 کلی 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 کهکشانی……………………………………………………………………..12

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

1-5-1- قرص های نازک……………………………………………..………………………………………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-مقایسه برافزایش در ستارههای نوترونی و سیاهچالهها………………………………………..……………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 الکترون 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 مغناطوهیدرودینامیک………………..…………………………………………………………58

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

3-3- معادلات حاکم بر دینامیک قرص های برافزایشی…………………………………………………………    63

3-4- روابط، محاسبات و فیزیک 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- نظریه 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 شک یکی از قدیمی ترین پدیده­های اختر فیزیکی می باشند. قرصهای برافزایشی در مرحله ای از نجوم ظاهر شدند که گالیله[1] در سال 1610 میلادی و هویگنس[2] در سال 1659 میلادی  پی به  سیستم  حلقوی  زحل  بردند که  یکی از اولین کشفیات بوسیله تلسکوپ می­باشد [1]. قرص زحل نوعی متفاوت با قرصی است که در این پایان نامه مورد مطالعه قرار می­گیرد. قرص زحل مرکب از ذرات گرد و غبار و یخ می باشد که در حال فعل و انفعال گرانشی و برخورد می­باشند. اولین قرصی که فشار در آن نقش مهمی را ایفا می­کرد، در نیمه دوم قرن هجدهم توسط کانت[3] و لاپلاس[4] مورد بررسی قرار گرفت، که هم اکنون به نام قرص­های پیش سیاره ای[5] و پیش ستاره­ای[6]  شناخته می شوند. بحث سر اینکه آیا منظومه شمسی از قرص تشکیل شده است، امروزه بوسیله بسیاری از مشاهدات تایید شده است [2]. با استفاده از نسبیت عام و نتایج حاصل از سیاهچاله­ها، مطالعه قرص­های برافزایشی به مرحله مهمی رسیده است که می­توان آنها را یکی از منابع مهم برای تایید وجود سیاهچاله­ها دانست. اگرچه شواهد حاصل از مشاهدات مستقیم برای قرص­های برافزایشی خیلی مشکل است، اما بیشترین نامزدهای احتمالی برای وجود آنها در گستره عظیمی از اشیاء مانند اختروش­ها[7]،هسته­های فعال کهکشانی[8] (AGN)، کهکشانهای بیضوی، دوتائی­های محکم[9]، منبع­های عظیم پرتو x کهکشانی و احتمالا شیء بسیار مبهمSS433  (که گمان میرود ستاره نوترونی باشد) می باشند. از این منابع­ مختلف بیشترین احتمال مربوط به دوتائی­های پرتو x ، اختروش­ها و هسته­های فعال کهکشانی می­باشند، که انرژی کل خروجی آنها (در انرژیهای بالا) از مرتبهerg s-1 1048-1045می باشد. هنگامی­که 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 یک پتانسیل گرانشی می­باشد. اگرچه سوخت هسته ای، منبع انرژی ستاره مرکزی است که اجازه می دهد در مقابل نیروی گرانش حاصل از جرم خودش ایستادگی کند، ولی بیشتر پدیده­های پرانرژی در جهان بوسیله انرژی پتانسیل گرانشی قوت می گیرند که می توانند از طریق برافزایش آزاد شوند. این پتانسیل می تواند ناشی از شیء بسیار پر جرم فشرده­ای باشد که در مرکز کهکشان­ها متمرکز شده­اند یا اجرام ستاره­ای بسیار جوانی باشند که بوسیله گازی که از فرو ریزش ابر باقی مانده است، محاصره شده اند. در تمامی این موارد، مواد بوسیله جرم فشرده مرکزی در حال برافزایش می­باشند و انرژی پتانسیل گرانشی در شکل تابش و گرما آزاد می شود.   به طور کلی برافزایش شامل فروریزش چرخشی گاز بر روی یک جسم چگال مرکزی می شود. مسئله برافزایش گاز توسط یک ستاره در یک حرکت 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 که ستاره در حال برافزایش نسبت به گاز در حال سکون 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 شکل امروزی تبدیل شد. اهمیت آزاد شدن انرژی توسط فرایند برافزایش جرم اولین بار توسط زلدوویچ[13] و نوویکوو[14] در سال 1964 و همچنین سالپیتر[15] در همان سال مطرح شد. هایاکاوا[16] و ماتسوکا[17] در سال 1964 میلادی فرایند برافزایش در ستارگان دوتایی را به عنوان منبعی برای پرتو ایکس ستارگان مطرح کردند و شکلووسکی[18] در سال 1967 میلادی Sco X_1 را به صورت برافزایش روی یک ستاره نوترونی تشریح کرد [4،5، 6،7].

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

1-2  برافزایش بوندی

شکل (1-1). نمایی از برافزایش کروی

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

حال یک جریان متقارن کروی را در اطراف جسمی به جرم M در نظر می گیریم. جریان یکنواخت بوده و در جهت شعاعی یک بعدی می باشد. در این تقریب می توان از وشکسانی، میدان مغناطیسی و تابشی صرف نظر کرده و فرایند را بی دررو در نظر گرفت. تحت تقریب نیوتونی برای معادلات پیوستگی و اندازه حرکت، به ترتیب خواهیم داشت:    

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

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

در حالیکه γ ,K  ثابت هستند.

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

به طوریکه  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 استفاده 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 کرد که به نوعی کمتر از cm 1015 می شود. اگر چنانچه فرض کنیم که منبع این انرژی مانند منبع انرژی ستارگان، منبعث از واکنش همجوشی هسته ای است، با توجه به اینکه بازدهی واکنش هسته ای حدود 7/0 درصد می باشد، برای حصول انرژی تابشی اخترنماها، به جرمی معادل با 108 برابر جرم خورشید احتیاج داریم که در شعاعی کمتر از cm 1015قرار گرفته باشد، که اگر چنین جرمی در این شعاع قرار گرفته باشد، آنگاه انرژی گرانشی بیشتر از انرژی هسته ای می شود و می بینیم که 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 که لیندن بل[21]  مفهوم قرص های برافزایشی در اطراف یک سیاهچاله پرجرم را ارائه داد و نشان داد که منبع عظیم انرژی این اجرام ناشی از تشکیل قرص های برافزایشی در اطراف یک سیاهچاله مرکزی می باشد.

      برافزایش در حالت کلی شامل سقوط ماده روی یک پتانسیل گرانشی می باشد و عاملی برای استخراج این انرژی گرانشی محسوب می شود [8]. زمانیکه مولکول های گاز حول یک جسم چگال مرکزی با پتانسیل گرانشی قدرتمند در مدارهایی دایروی در حال چرخش باشند، می توانند در یک مسیر مارپیچی شکل به سمت جسم مرکزی حرکت کرده و اصطلاحا فروریزش کنند، که این امر در صورتی امکان پذیر می باشد که انرژی مولکول های گاز و تکانه زاویه ای ناشی از حرکت در مدار دایروی آن ها بنابر عواملی مانند وشکسانی، 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 کند، انرژی آزاد شده برابر خواهد بود با:    

که Rs در آن شعاع شوارتزشیلد [22] است.

        برای یک ستاره متراکم مانند ستاره نوترونی با جرم حدود  و شعاع حدود  ، انرژی آزاد شده کسر قابل توجهی از جرم در حال سکون ذره است، یعنی چیزی حدود 20% ، که نشان دهنده کارآمدتر بودن برافزایش نسبت به همجوشی هسته ای به عنوان منبع انرژی می باشد.

        ستاره ای که در یک محیط گازی یکنواخت و ساکن قرار دارد، جرم را از اطرافش جمع می کند، که البته این برافزایش کروی یا همان برافزایش بوندی تنها زمانی اتفاق می افتد که گاز تکانه زاویه ای قابل چشمپوشی داشته باشد و ساده ترین نوع جریان برافزایشی محسوب می شود.

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

        در حالیکه کل عالم در حال انبساط است، بیشتر موضوعات مورد مطالعه در نجوم، بدلیل رمبش گرانشی شکل گرفته اند. یک ابر کروی گازی یکنواخت و ساکن را در نظر بگیرید که تحت عامل خود گرانشی رمبش می کند. انتظار می رود که رمبش کروی  و متقارن بوده و آنگاه جسمی شکل می گیرد که فشار در آن در تقابل با گرانش است. اگر ابر در ابتدا دارای چرخش یکنواخت باشد، آنگاه دینامیک آن تحت تاثیر نیروی جانب مرکز قرار گرفته که در مقابل رمبش در صفحه عمود بر محور چرخش، ایستادگی می کند. حتی اگر در حالت اولیه نیروی جانب مرکز ناچیز باشد، پس از رمبش ابر قابل ملاحظه می شود و قرصی با چرخش سریع در اطراف مرکز چگال شکل می گیرد که عمدتا توسط نیروی جانب مرکز در مقابل گرانش ایستادگی می کند [10].

تعداد صفحه : 122

قیمت : 14000تومان

بلافاصله پس از پرداخت ، لینک دانلود پایان نامه به شما نشان داده می شود

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

پشتیبانی سایت :        09199970560        info@arshadha.ir

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.

شماره کارت :  6037997263131360 بانک ملی به نام محمد علی رودسرابی

11

مطالب مشابه را هم ببینید

فایل مورد نظر خودتان را پیدا نکردید ؟ نگران نباشید . این صفحه را نبندید ! سایت ما حاوی حجم عظیمی از پایان نامه های دانشگاهی است. مطالب مشابه را هم ببینید. برای یافتن فایل مورد نظر کافیست از قسمت جستجو استفاده کنید. یا از منوی بالای سایت رشته مورد نظر خود را انتخاب کنید و همه فایل های رشته خودتان را ببینید