فهرست عناوین

فصل اول: مقدمه ای بر فرآیند برافزاي.

قرص­هاي برافزايشي بدون شك يكي از قديمي ترين پديده­هاي اختر فيزيكي مي باشند. قرصهاي برافزايشي در مرحله اي از نجوم ظاهر شدند كه گاليله[1] در سال 1610 ميلادي و هويگنس[2] در سال 1659 ميلادي  پي به  سيستم  حلقوي  زحل  بردند كه  يكي از اولين كشفيات بوسيلة تلسكوپ مي­باشد [1]. قرص زحل نوعي متفاوت با قرصی است كه در اين پايان نامه مورد مطالعه قرار می­گيرد. قرص زحل مركب از ذرات گرد و غبار و يخ مي باشد كه در حال فعل و انفعال گرانشي و برخورد مي­باشند. اولين قرصي كه فشار در آن نقش مهمي را ايفا می­کرد، در نيمة دوم قرن هجدهم توسط كانت[3] و لاپلاس[4] مورد بررسی قرار گرفت، كه هم اکنون به نام قرص­هاي پيش سياره اي[5] و پيش ستاره­اي[6]  شناخته می شوند. بحث سر اينكه آيا منظومة شمسي از قرص تشكيل شده است، امروزه بوسيلة بسياري از مشاهدات تاييد شده است [2]. با استفاده از نسبيت عام و نتايج حاصل از سياهچاله­ها، مطالعة قرص­هاي برافزايشي به مرحلة مهمي رسيده است كه مي­توان آنها را یکی از منابع مهم براي تاييد وجود سياهچاله­ها دانست. اگرچه شواهد حاصل از مشاهدات مستقيم براي قرص­هاي برافزايشي خيلي مشكل است، اما بيشترين نامزدهای احتمالي براي وجود آنها در گستره عظيمي از اشياء مانند اختروش­ها[7]،هسته­هاي فعال كهكشاني[8] (AGN)، كهكشانهاي بيضوي، دوتائي­هاي محكم[9]، منبع­هاي عظيم پرتو x كهكشاني و احتمالا شيء بسيار مبهمSS433  (كه گمان ميرود ستارة نوتروني باشد) مي باشند. از اين منابع­ مختلف بيشترين احتمال مربوط به دوتائي­هاي پرتو x ، اختروش­ها و هسته­هاي فعال كهكشاني مي­باشند، كه انرژي كل خروجي آنها (در انرژيهاي بالا) از مرتبهerg s-1 1048-1045مي باشد. هنگامي­كه با چنين پديده­هائي مواجه مي شويم، بهترين فرآيند براي خروج انرژي از طريق گرانش مي باشد [3]. برافزايش، استخراج انرژي پتانسيل گرانشي از مواد در حال سقوط بر روي يك پتانسيل گرانشی مي­باشد. اگرچه سوخت هسته اي، منبع انرژي ستاره مركزي است كه اجازه مي دهد در مقابل نيروي گرانش حاصل از جرم خودش ايستادگي كند، ولي بيشتر پديده­هاي پرانرژي در جهان بوسيلة انرژي پتانسيل گرانشی قوت مي گيرند كه مي توانند از طريق برافزايش آزاد شوند. اين پتانسيل مي تواند ناشي از شيء بسيار پر جرم فشرده­اي باشد كه در مركز كهكشان­ها متمركز شده­اند يا اجرام ستاره­اي بسيار جواني باشند كه بوسيلة گازي كه از فرو ريزش ابر باقي مانده است، محاصره شده اند. در تمامي اين موارد، مواد بوسيلة جرم فشردة مركزي در حال برافزايش مي­باشند و انرژي پتانسيل گرانشي در شكل تابش و گرما آزاد مي شود.   به طور كلي برافزايش شامل فروريزش چرخشي گاز بر روي يك جسم چگال مركزي مي شود. مسئله برافزايش گاز توسط يك ستاره در يك حركت نسبي نسبت به گاز، اولين بار توسط هویل[10] و لتيلتون[11] در سال 1939 ميلادي و سپس توسط بوندي[12] و هويل در سال 1944 ميلادي مورد بررسي قرار گرفت. حالتي كه ستاره در حال برافزايش نسبت به گاز در حال سكون باشد، اولين بار توسط بوندي در سال 1952 ميلادي مورد مطالعه قرار گرفت و به برافزايش بوندي مشهور شد و اين برافزايش به مقدمه و پايه اي براي مطالعه قرص هاي برافزايشي به شكل امروزي تبديل شد. اهميت آزاد شدن انرژي توسط فرايند برافزايش جرم اولين بار توسط زلدوويچ[13] و نوويكوو[14] در سال 1964 و همچنين سالپيتر[15] در همان سال مطرح شد. هاياكاوا[16] و ماتسوكا[17] در سال 1964 ميلادي فرايند برافزايش در ستارگان دوتايي را به عنوان منبعي براي پرتو ايكس ستارگان مطرح كردند و شكلووسكي[18] در سال 1967 ميلادي Sco X_1 را به صورت برافزايش روي يك ستاره نوتروني تشريح كرد [4،5، 6،7].

در نیمه اول قرن بیستم کاوشهای بسیاری توسط اخترفیزیکدانان در آسمان صورت گرفت كه طي آن تعداد زيادي منابع راديويي كشف شد كه از اين منابع مي توان به اخترنماها اشاره كرد. اخترنماها به صورت قابل توجهي درخشان هستند و در تمام طول موج هاي الكترومغناطيسي، از راديويي تا پرتو ايكس و گاما تابش كرده و درخشندگي آنها در طول زمان تغيير مي كنند. اين دو خصوصيت باعث شد تا شرايط ويژه اي براي تشريح و توجيه منبع انرژي در اخترنماها به وجود بيايد. سوالي كه مطرح شد اين بود كه منبع انرژي عظيم اخترنماها چيست؟

با استفاده از تابندگي اندازه گيـري شده و محاسبه طول عمر اخترنـماها، انرژي تابشـي آن ها از مرتبه   erg1060 تخمين زده مي شود، همچنين مي توان اندازه منبع انرژي در اخترنماها را محاسبه كرد كه به نوعي كمتر از cm 1015 مي شود. اگر چنانچه فرض كنيم كه منبع اين انرژي مانند منبع انرژي ستارگان، منبعث از واكنش همجوشي هسته اي است، با توجه به اينكه بازدهي واكنش هسته اي حدود 7/0 درصد مي باشد، براي حصول انرژي تابشي اخترنماها، به جرمي معادل با 108 برابر جرم خورشيد احتياج داريم كه در شعاعي كمتر از cm 1015قرار گرفته باشد، كه اگر چنين جرمي در اين شعاع قرار گرفته باشد، آنگاه انرژي گرانشي بيشتر از انرژي هسته اي مي شود و مي بينيم كه چنانچه انرژي گرانشي غالب باشد، با توجه به رابطه گرانشي E~GM2/R مقدار انرژي بدست آمده براي اخترنماها به راحتي حاصل مي شود. در سال 1969 بود كه ليندن بل[1]  مفهوم قرص هاي برافزايشي در اطراف يك سياهچاله پرجرم را ارائه داد و نشان داد كه منبع عظيم انرژي اين اجرام ناشي از تشكيل قرص هاي برافزايشي در اطراف يك سياهچاله مركزي مي باشد.

      برافزايش در حالت كلي شامل سقوط ماده روي يك پتانسيل گرانشي مي باشد و عاملي براي استخراج اين انرژي گرانشي محسوب مي شود [8]. زمانيكه مولكول هاي گاز حول يك جسم چگال مركزي با پتانسيل گرانشي قدرتمند در مدارهايي دايروي در حال چرخش باشند، مي توانند در يك مسير مارپيچي شكل به سمت جسم مركزي حركت كرده و اصطلاحا فروريزش كنند، كه اين امر در صورتي امكان پذير مي باشد كه انرژي مولكول هاي گاز و تكانه زاويه اي ناشي از حركت در مدار دايروي آن ها بنابر عواملي مانند وشكساني، تابش و … از آن ها گرفته شود [5،9].

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

1-2- برافزايش بوندي…………………………………………………………………….………………..3

1-3- مفهوم قرص هاي برافزايشي  …………………………………………………………………. 4…

1-4- طبقه بندي كلي قرص هاي برافزايشي ……………………………………………………   6

1-4-1- قرص سيستم هاي پيش ستاره اي   …….………………………………………………6

1-4-2- قرص ستاره هاي دوتاي……………….……………………………………………………8

1-4-3- قرص هسته هاي فعال كهكشاني………………………………………………………..12

1-5- طبقه بندي قرص هاي برافزايشي از لحاظ شكل هندسي…………..…………………13

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

1-5-2- قرص هاي ضخيم……………..…………………………………………………………………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 سیاهچالهها…………………..……………19

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

1-7- پارامترهاي نوعي قرصها……………………..………………………………………………………20

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

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

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

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

1-8-1- ناپايداري مغناطيسي………………..……………………………………………………27

1-8-2- ناپايداري گرانشي…………………..………………………………………………………31

1-9- الگوهاي اصلي قرص هاي برافزايشي…………….…….…………………………………35

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

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

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

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

1-9-2-2-1- خصوصيات  قرص هاي ……………………………….……………………………38

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

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

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

برای دانلود رایگان قسمت های بیشتراز فایل به انتهای مطلب مراجعه کنید

فصل دوم: حرکت تک ذره در پلاسما

پلاسما عبارت از گازی  از ذرات باردار است که تعداد مساوی از حاملین بار مثبت و منفی آزاد را شامل می شود. وجود تقریبی تعداد یکسانی از بار با علامتهای متفاوت در یک عنصر حجمی باعث می­­شود که پلاسما در حالت پایدار شبه خنثی باشد. به طور متوسط جلوة خارجی یک پلاسما خنثی بودن الکتریکی آن است.چرا که میدانهای الکتریکی ناشی از ذرات باردار که توزیعی اتفاقی دارند متقابلاً حذف می­شوند.ذرات پلاسما از طریق بارشان با میدان الکتریکی و مغناطیسی ارتباط می­یابند و این پیوند به حرکتشان تأثیر می­گذارد.در شرایطی که ذرات باردار به طور مستقیم با یکدیگر برهمکنش انجام نمی­دهند و میدان مغناطیسی خارجی اثر قابل ملاحظه­ای بر آنها ندارد به حرکت هر ذرة تکی می­توان به طور مستقل پرداخت. گذشته از این میدان مغناطیسی خارجی باید تا اندازه­ای قوی بوده و به مراتب بزرگتر از میدان مغناطیسی حاصل از جریان الکتریکی ناشی از حرکت ذرة باردار باشد.

دو نوع پلاسما را از هم متمایز می­کنیم :

  • نوع برخوردی
  • نوع غیر برخوردی

در نوع غیر برخوردی تعداد برخوردها در مقایسه با تغییرات مربوط به میدانها یا دینامیک ذره به قدری نادرند که با اطمینان می­توان از آنها چشم­پوشی کرد. بیشتر پلاسماهای فضایی از این نوعند.در پلاسمای نوع اول برخوردها به حد کافی فراوانند تا بتوانند پلاسما را تحت تأثیر قرار داده و یا حتی بر رفتار آن حاکم شوند.پلاسماهای برخوردی را نیز می­توان به دو دسته تقسیم کرد، پلاسماهای قسماً یونیده و پلاسماهای کاملاً یونیده.پلاسمای با یونش جزیی شامل تعداد زیادی از اتم­ها یا مولکولهای خنثی باقی مانده­اند، در حالی­که پلاسماهای با یونش کامل فقط شامل الکترون­ها و یون­ها هستند.در پلاسماهای یونیدة جزیی اکثر برخوردها بین ذرات باردار و ذرات خنثی رخ می­دهد. حضور ذرات خنثی صرفاً به صورت موانع فشردة سنگین بر حرکت ذرات باردار اثر می­کنند. بنابراین برخوردهای بین یک ذرة باردار و یک ذرة خنثی را می­توان به صورت برخورد سر­به­سر تلقی کرد. فرکانس برخورد خنثی ( ) که تعداد برخوردها در ثانیه بوده و بنابراین متناسب با تعداد ذرات خنثی واقع در ستونی به سطح مقطع یک اتم یا یک مولکول، یعنی  است که  چگالی ذرة خنثی و  سطح مقطع مولکولی است و حال با سرعت میانگین ذرات باردار برابر با  خواهیم داشت: که آنرا فرکانس برخوردی لازم می­نامند.در پلاسماهای کاملاً یونیده ذرات باردار از طریق میدانهای کولنی الکتریکی خودشان برهمکنش می­کنند. وجود این میدانها ایجاب می­کند که ذرات در فواصل بین ذره­ای خیلی بزرگتر از شعاع­های اتمی، انحراف یابند. بنابراین پتانسیل کولنی مورد بحث سطح مقطع ذرات برخوردی را افزایش دهد. اما در عین حال انحراف­های تحت زوایای کوچک را ترجیح می­دهد.

نمایی از به دام افتادن الکترون در قرصهای slim

نمایی از به دام افتادن الکترون در قرصهای slim

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: بررسي اثرات میدان مغناطیسی خارجی  بر ساختار قرص هاي برافزايشي استاندارد

مدل هاي قرص هاي برافزايشي در دهه هاي اخير پيشرفت قابل ملاحظه اي داشته و مدل هاي زيادي پيشنهاد شد كه تعدادي از آن ها امروزه در مطالعات نجومي پذيرفته شده است. در بيشتر كارها از يك سري ساده سازي مانند تك ناحيه، توزيع پلي تروپيك و تعادل هيدروستاتيك استفاده مي شود كه معمولا در راستاي قائم ظاهر شده و معمولا از متغيرهاي عمودي ميدان سرعت صرف نظر مي شود. بدين صورت معادلات به شكل معادلات ديفرانسيل معمولي [1] در جهت شعاعي در آمده كه به صورت عددي قابل حل مي باشند. اگرچه با در نظر گرفتن اين فرضيات ديگر نمي توان تصوير واضحي از ساختار عمودي جريان برافزايشي بدست آورد.       نارايان و يي در سال 1995 ميلادي از فرض خودمشابهي در جهت شعاعي استفاده كرده و ساختار در جهت  را در مختصات كروي حل كردند. آن ها در كارشان  را در نظر گرفتند و حل آن ها فقط يك جريان خالص به سمت داخل را به وجود مي آورد. آن ها پارامتر برنولي را در حلشان مثبت در نظر گرفتند كه بنابراين انتظار مي رود كه جريان خروجي دوقطبي ها در نزديك محور عمودي افزايـش يابد [120]. بلندفورد و بگلمـن هم تعدادي راه حل خودمشـابه دوبعدي را براي قرص هاي برافزايشي با تابش كم و جريان خروجي معرفي كردند [119]. زوو[2] و چن هم در سال 1997 ميلادي  را در نظـر گرفتند و دو نوع حل با جريان خروجـي را بدست آوردند. اگرچه حل آن ها احتياج به آهنگ برافزايش خالص صفر داشت كه واقع بينانه نيست [99].       زو[3] و ونگ[4] در سال 2005 ميلادي كار نارايان و يي را دنبال كرده و ساختار قرص را در جهت  بررسي و حل كردند. آن ها به صورت قراردادي يك سطح قرص را انتخاب كردند كه  در آن صفر بوده و در محاسبات خود سرعت صوت را در سطح در نظر گرفتند. حل آن ها نشان دهنده يك ميدان از جريان به سمت داخل در نزديكي صفحه استوايي، با وزش باد به سمت بيرون در كرانه ها و مرزهاي بالايي بود؛ اگرچه مرز بيشتر به عنوان يك پارامتر ورودي داده شده به مسئله بود تا به عنوان چيزي كه بايد محاسبه شود و آن ها به بررسي تعداد محدودي از  ها پرداختند [100].

       سادوسكي[5] در سال 2010 ميلادي فرضيات خودمشابهي را رها كرده و ساختار قرص برافزايشي را همزمان در جهات شعاعي و عمودي حل كرد. به دليل اينكه معادلات ناویر-استوکس[6] به صورت ذاتي براي قرص هاي برافزايشي قابل جفت شدن به يكديگر نيستند، بنابراين آن ها فرضيات ديگري مانند نداشتن ضخامت هندسي براي قرص ها را اتخاذ كردند. در كار آن ها از آنجايي كه با فرض عدم تغيير  و  در جهت عمود،  بررسي نمي شد، بنابراين آن ها قادر به مطالعه جريان خروجي نبودند [101]. به طور خلاصه در مدل مطالعات تحليلي، ساختار عمودي يا در جهت زاويه اي قرص به طور مطلوبي قابل رسيدگي نيست.       از طرفي ديگر شواهد رصدي زيادي براي جريان خروجي قرص هاي برافزايشي وجود دارد. مانند  [102، 103]، پرتو ايكس زودگذر [104] و اخترنماها با خطوط جذبي آبي گرا [121]. بسياري از شبيه سازي هاي عددي هم در نتايج خود جريان خروجي را نشان مي دهند. [122، 123، 124، 125، 126، 127].       وجود جريان خروجي در اين كارها براي ما الهام بخش است تا به بررسي ساختـار عمودي قرص هاي برافزايشي بپردازيم و راه حلي پيدا كنيم كه بتواند  و  مثبت را بررسي كرده و ميدان سرعت را با شرايط مرزي معقول تري بدست آوريم. در قدم اول دنباله روي كارهاي انجام گرفته نارايان و يي در سال 1995 ميلادي [120] و زو و ونگ در سال 2005 ميلادي بوده [100] و از فرض خودمشابهي در جهت شعاعـي استفـاده كرده و معادلات  را در جهت زاويه اي در مختصـات كـروي حـل مي كنيم. از وشكساني  استفاده كرده و مولفه  تانسور وشكساني را غالب در نظر مي گيريم. با ناديده گرفتن ديگر مولفه هاي تانسور وشكساني تعداد شرايط مرزي مورد احتياج كاهش يافته و فقط به شرايط مرزي در صفحه استوايي احتياج خواهيم داشت كه كاملا متقارن است. از آنجاييكه به غير از فرضيات خودمشابهي محدوديتي براي  و  قائل نشديم، مي توانيم ميدان سرعت شامل  منفي را براي جريان ورودي يا همان  در نظر گرفته و  مثبت را براي قسمت جريان خروجي يا همان  در نظر بگيريم.       در اين كار، ما معادلات هيدروديناميك[7] را به طور كامل حل مي كنيم تا ساختار جريان برافزايشي را بدست آوريم. تمركز كار ما بر روي مطالعه ساختار كلي قرص ها بوده و به بررسي ساختار جريان هاي خروجـي ، تحت شرايـط مختلـف و مكانيـزم فيزيكـي كه در پشت آن هـا قـرار دارد مي پردازيم. همچنين لازم به ذكر است كه اين فرضيات براي انواع مختلف مدل هاي قرص هاي برافزايشي مانند [8] ،  و  قابل اجراست.

3-2 معادلات مغناطوهيدروديناميك

در قرص­هاي برافزايشي و اكثر سيستم هاي اخترفيزيكي، با سيستم­هايي مواجه هستيم كه داراي دماهاي بالايي هستند، بنابراين سيال به صورت يونيده مي باشد. از طرف ديگر به عنوان مثال در قرص­هاي برافزايشي كه در اطراف كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني تشكيل مي شوند، به علت وجود ميدان مغناطيسي قوي، وارد كردن ميدان مغناطيسي در معادلات مربوط به سيال ضروري مي باشد. به معادلات مربوط به اندركنش هايي كه بين ميدان مغناطيسي و سيال يونيده صورت مي گيرد، معادلات مغناطوهيدروديناميك (MHD) گفته مي­شود. معادلات مغناطوهیدرودینامیک، دینامیک شاره‌های رسانای الکتریکی همانند پلاسما و فلزات مایع را مورد مطالعه قرار می‌دهد. نظریه ام‌اچ‌دی یک نظریه‌ای شاره‌ای است که بر حسب پارامترهای ماکروسکوپی نظیر چگالی، فشار، دما، میدان سرعت شاره، و میدان مغناطیسی آن بیان می‌شود. همچنین، حرکت ذرات در پلاسما می‌تواند توسط فیزیک میکروسکوپی نظریه جنبشی، برحسب معادله بولتزمان و یا معادله ولاسوف، نیز، توصیف شود. اصطلاح ام‌اچ‌دی نخستین بار توسط هانس آلفن بکار برده شد. معادلات ام‌اچ‌دی بسته به شرایط مساله برحسب دسته‌های مختلفی از معادلات نوشته می‌شوند که در اینجا چند نمونه از معادلات کاربردی به ویژه در اخترفیزیک بیان شده‌اند.

3-2-1 معادلاتMHD ایده‌آل

بیشتر پلاسماهای اخترفیزیکی برحسب مجموعه‌ای از معادلات که معادلات ام‌اچ‌دی ایده‌آل خوانده می‌شوند، توصیف می‌شوند. در این دسته از معادلات فرض شده است که مقیاس زمانی فرایندهای ام‌اچ‌دی بسیار طولانی‌تر از فرایندهای تصادفی است که این شرط باقی ماندن تمامی انواع ذرات را در توزیع ماکسولی در تمامی زمان‌ها تضمین می‌کند و از آنجاکه یک پلاسما با توزیع ماکسولی ویسکوزیته و هدایت گرمایی صفر دارد، بنابراین این جملات در معادلات وارد نمی‌شوند پس از اثر نیروهای اتلافی صرفنظر می‌شود (همانند

نمايي از قرص سيستم دوتايي

نمايي از قرص سيستم دوتايي

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

3-2 معادلات مغناطوهيدروديناميك………………..………………………………………………58

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

3-3- معادلات حاكم بر ديناميك قرص هاي برافزايشي……………………………………    63

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

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

3-6- حل عددي و بررسي نتايج……………..……………………………………………………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 رسانن…..…75

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

برای دانلود رایگان قسمت های بیشتراز فایل به انتهای مطلب مراجعه کنید

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

این معادله شکل رایج «معادله پیوستگی سیال » را نشان می­دهد، و دیگر فرقی بین انواع مختلف ذرات در بین نیست. محتوای فیزیکی معادله پیوستگی این است که در یک پلاسمای کلاسیکی و غیر نسبیتی جرم پایستار است.ساخت معادله حرکت سیال کاری به مراتب مشکل­تر است، زیرا در طی آن جملات غیر خطی  موجود در معادله (4-2) ظاهر می­شوند.از اینرو می­خواهیم چگونگی بدست آوردن این معادله را به صراحت نشان دهیم. برای کلی­تر کردن بیشتر مسئله، بهتر آن است که جمله برخوردی ساده­ای را در معادله (4-2) وارد کنیم تا بتواند انتقال اندازه حرکت بین الکترونها و یونها را از طریق نوعی اصطکاک، چه به صورت اصطکاک برخوردی به مفهوم کلاسیکی آن و چه ناشی از برخوردهای غیرعادی بین دو نوع ذره ، منظور کند. وجود چنین برخوردهایی سبب پیدایش یک میدان الکتریکی صفر ناشو و جریانهای مقاومتی می­شود. در نتیجه یک نوع قانون اهم در پلاسما حاکم است. بنابراین، بدست آوردن معادله پایستاری اندازه حرکت برای سیال، لزوماً به یک قانون تعمیم یافته اهم، به عنوان دومین معادله ابزاری برای پلاسما منجر می­شود، که جریانهای محیط را به میدان الکترومغناطیسی پیوند می­دهد. جمله برخوردی توسط   تعریف می­شود. چون این جمله انتقال اندازه حرکت از یونها به الکترونها را در معادله یونی و از الکترونها به یونها را در معادله الکترونی توصیف می­کند، لذا پایستاری اندازه حرکت منتقله ایجاب می­کند که دو جمله مذکور مقادیر مساوی ولی علامات مختلف داشته باشند. بنابراین دو معادله اندازه حرکت عبارت می­شوند از :

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

 

Abstract

In this thesis, we study the effect of internal electric field on standard accretion disks with alpha viscosity . With considering the internal electric field in the accretion disk, conversions in velocity, pressure, density and internal magnetic field are created. In this work, we used related hydrodynamic equations and self-similar assumptions in the radial direction.Considering the conversions just on – direction, that obtained several ordinary differential equations which are solved with symmetrical boundary conditions in the equatorial plane. According this results, obtained the effect of internal electric field upon the velocity, pressure, density and internal magnetic field at utflow andinflow regions.



بلافاصله بعد از پرداخت به ایمیلی که در مرحله بعد وارد میکنید ارسال میشود.


فایل pdf غیر قابل ویرایش

قیمت25000تومان

خرید فایل word

قیمت35000تومان