انتخاب صفحه

فهرست عناوین

فصل اول: مقدمه ای بر فرآیند برافزای.

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؟

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[1]  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].

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…………ا….…………………………………………………………………………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

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 جلوه 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 ذره 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 ذره 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 یونیده جزیی اکثر برخوردها بین ذرات باردار و ذرات خنثی رخ می­دهد. حضور ذرات خنثی صرفاً به صورت موانع فشرده سنگین بر حرکت ذرات باردار اثر می­کنند. بنابراین برخوردهای بین یک ذره باردار و یک ذره 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 ذره 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: بررسی اثرات میدان مغناطیسی خارجی  بر ساختار قرص های برافزایشی استاندارد

مدل های قرص های برافزایشی در دهه های اخیر پیشرفت قابل ملاحظه ای داشته و مدل های زیادی پیشنهاد شد که تعدادی از آن ها امروزه در مطالعات نجومی پذیرفته شده است. در بیشتر کارها از یک سری ساده سازی مانند تک ناحیه، توزیع پلی تروپیک و تعادل هیدروستاتیک استفاده می شود که معمولا در راستای قائم ظاهر شده و معمولا از متغیرهای عمودی میدان سرعت صرف نظر می شود. بدین صورت معادلات به شکل معادلات دیفرانسیل معمولی [1] در جهت شعاعی در آمده که به صورت عددی قابل حل می باشند. اگرچه با در نظر گرفتن این فرضیات دیگر نمی توان تصویر واضحی از ساختار عمودی جریان برافزایشی بدست آورد.       نارایان و یی در سال 1995 میلادی از فرض خودمشابهی در جهت شعاعی استفاده کرده و ساختار در جهت  را در مختصات کروی حل کردند. آن ها در کارشان  را در نظر گرفتند و حل آن ها فقط یک جریان خالص به سمت داخل را به وجود می آورد. آن ها پارامتر برنولی را در حلشان مثبت در نظر گرفتند که بنابراین انتظار می رود که جریان خروجی دوقطبی ها در نزدیک محور عمودی افزایـش یابد [120]. بلندفورد و بگلمـن هم تعدادی راه حل خودمشـابه دوبعدی را برای قرص های برافزایشی با تابش کم و جریان خروجی معرفی کردند [119]. زوو[2] و چن هم در سال 1997 میلادی  را در نظـر گرفتند و دو نوع حل با جریان خروجـی را بدست آوردند. اگرچه حل آن ها احتیاج به آهنگ برافزایش خالص صفر داشت که واقع بینانه نیست [99].       زو[3] و ونگ[4] در سال 2005 میلادی کار نارایان و یی را دنبال کرده و ساختار قرص را در جهت  بررسی و حل کردند. آن ها به صورت قراردادی یک سطح قرص را انتخاب کردند که  در آن صفر بوده و در محاسبات خود سرعت صوت را در سطح در نظر گرفتند. حل آن ها نشان دهنده یک میدان از جریان به سمت داخل در نزدیکی صفحه استوایی، با وزش باد به سمت بیرون در کرانه ها و مرزهای بالایی بود؛ اگرچه مرز بیشتر به عنوان یک پارامتر ورودی داده شده به مسئله بود تا به عنوان چیزی که باید محاسبه شود و آن ها به بررسی تعداد محدودی از  ها پرداختند [100].

       سادوسکی[5] در سال 2010 میلادی فرضیات خودمشابهی را رها کرده و ساختار قرص برافزایشی را همزمان در جهات شعاعی و عمودی حل کرد. به دلیل اینکه معادلات ناویر-استوکس[6] به صورت ذاتی برای قرص های برافزایشی قابل جفت شدن به یکدیگر نیستند، بنابراین آن ها فرضیات دیگری مانند نداشتن ضخامت هندسی برای قرص ها را اتخاذ کردند. در کار آن ها از آنجایی که با فرض عدم تغییر  و  در جهت عمود،  بررسی نمی شد، بنابراین آن ها قادر به مطالعه جریان خروجی نبودند [101]. به طور خلاصه در مدل مطالعات تحلیلی، ساختار عمودی یا در جهت زاویه ای قرص به طور مطلوبی قابل رسیدگی نیست.       از طرفی دیگر شواهد رصدی زیادی برای جریان خروجی قرص های برافزایشی وجود دارد. مانند  [102، 103]، پرتو ایکس زودگذر [104] و اخترنماها با خطوط جذبی آبی گرا [121]. بسیاری از شبیه سازی های عددی هم در نتایج خود جریان خروجی را نشان می دهند. [122، 123، 124، 125، 126، 127].       وجود جریان خروجی در این کارها برای ما الهام بخش است تا به بررسی ساختـار عمودی قرص های برافزایشی بپردازیم و راه حلی پیدا کنیم که بتواند  و  مثبت را بررسی کرده و میدان سرعت را با شرایط مرزی معقول تری بدست آوریم. در قدم اول دنباله روی کارهای انجام گرفته نارایان و یی در سال 1995 میلادی [120] و زو و ونگ در سال 2005 میلادی بوده [100] و از فرض خودمشابهی در جهت شعاعـی استفـاده کرده و معادلات  را در جهت زاویه ای در مختصـات کـروی حـل می کنیم. از وشکسانی  استفاده کرده و مولفه  تانسور وشکسانی را غالب در نظر می گیریم. با نادیده گرفتن دیگر مولفه های تانسور وشکسانی تعداد شرایط مرزی مورد احتیاج کاهش یافته و فقط به شرایط مرزی در صفحه استوایی احتیاج خواهیم داشت که کاملا متقارن است. از آنجاییکه به غیر از فرضیات خودمشابهی محدودیتی برای  و  قائل نشدیم، می توانیم میدان سرعت شامل  منفی را برای جریان ورودی یا همان  در نظر گرفته و  مثبت را برای قسمت جریان خروجی یا همان  در نظر بگیریم.       در این کار، ما معادلات هیدرودینامیک[7] را به طور کامل حل می کنیم تا ساختار جریان برافزایشی را بدست آوریم. تمرکز کار ما بر روی مطالعه ساختار کلی قرص ها بوده و به بررسی ساختار جریان های خروجـی ، تحت شرایـط مختلـف و مکانیـزم فیزیکـی که در پشت آن هـا قـرار دارد می پردازیم. همچنین لازم به ذکر است که این فرضیات برای انواع مختلف مدل های قرص های برافزایشی مانند [8] ،  و  قابل اجراست.

3-2 معادلات مغناطوهیدرودینامیک

در قرص­های برافزایشی و اکثر سیستم های اخترفیزیکی، با سیستم­هایی مواجه هستیم که دارای دماهای بالایی هستند، بنابراین سیال به صورت یونیده می باشد. از طرف دیگر به عنوان مثال در قرص­های برافزایشی که در اطراف کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی تشکیل می شوند، به علت وجود میدان مغناطیسی قوی، وارد کردن میدان مغناطیسی در معادلات مربوط به سیال ضروری می باشد. به معادلات مربوط به اندرکنش هایی که بین میدان مغناطیسی و سیال یونیده صورت می گیرد، معادلات مغناطوهیدرودینامیک (MHD) گفته می­شود. 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

نمایی از قرص سیستم دوتایی

نمایی از قرص سیستم دوتایی

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 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- 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

 

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