پایان نامه با کلمات کلیدی قرن نوزدهم

م γ=1 و در انتها معادله برنولی به رابطه زیر تبدیل می شود:
1/2 ν^2+p/ρ ln⁡ρ-GM/r=E
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 بل21 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:
GMm/R_* =(R_s/(2R_* ))mc^2
R_s=2GM/c^2
که Rs در آن شعاع شوارتزشیلد 22 است.
برای یک ستاره متراکم مانند ستاره نوترونی با جرم حدود 3×〖10〗^33 g و شعاع حدود 〖10〗^6 cm ، 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 GMm/2r خواهد شد و برای رسیدن به این مقدار، تقریبا تمام تکانه زاویه ای مدار بزرگتر، یعنی مقدار m√GMR 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].
1-4 طبقه بندی کلی قرص های برافزایشی
قرص های برافزایشی به طور کلی به سه دسته اصلی تقسیم می شوند که عبارتند از:
1) قرص سیستم های پیش ستاره ای
2) قرص ستاره های دوتایی
3) قرص هسته های فعال کهکشانی
1-4-1 قرص سیستم های پیش ستاره ای
همانطور که ذکر شد، کانت و لاپلاس مفهوم قرص های پیش سیاره ای را مطرح کردند، تا اینکه در سال 1995 میلادی، تلسکوپ فضایی هابل عکس هایی از تعدادی قرص در اطراف ستارگان جوان در صورت فلکی جبار تهیه کرد و شواهد رصدی کاملی مبنی بر وجود اینگونه قرص ها بدست آورد [11،12، 13]. به نظر می رسد که اینگونه قرص ها چه سیاره تشکیل بدهند یا ندهند، قسمتی ضروری از فرایند تشکیل ستاره بوده و قرص های پیش ستاره ای نامیده می شوند. آنها شامل گاز سرد نسبیتی، عمدتا H2 به همراه غبار هستند که معمولا ابعادی از مرتبه سال نوری داشته و جرمی از مرتبه 106برابر جرم خورشید دارند [14، 15، 16، 17]. گمان می رود که این قرص ها تا چند میلیون سال زنده بمانند [18]. هنگامیکه هسته ها در ابرهای مولکولی شکل می گیرند دارای ابعادی از مرتبه روز نوری بوده و شعاع این قرص ها بین AU 100 تا AU 1000 بوده و جرم آن ها از مرتبه جرم خورشید است [17، 19] و آهنگ برافزایش جرم در آن ها از مرتبه 8-10 برابر جرم خورشید در سال می باشد [10].
همانطور که ذکر شد حرکت چرخشی قرص برافزایشـی ناشی از حرکت گاز در مدار دایروی می باشد که این حرکت چرخشی اولیه در ابر های پیش ستاره ای بدین دلیل است که خود ابر، در حال چرخش به دور کهکشان می باشد و از آنجا که لبه ابر به سمت داخل کهکشان، سرعت زاویه ای بیشتـری نسبت به لبه ابر به سمت بیرون کهکشـان دارد، بنابرایـن ابر در حالت اولیه دارای گشتـاور می باشد و هنگامیکه فرایند برافزایش آغاز می شود، این گشتاور مانع از فروریزش مستقیم گاز بر روی هسته چگال مرکزی می شود. در طول فرایند برافزایش توده های غبار که به تدریج بزرگ می شوند، در نهایت هسته های سنگی سیارات را شکل می دهند. برای تشکیل سیاره غول پیکری مانند کیوان، هسته باید متعاقباً گاز قابل توجهی را از قرص و اطرافش جمع کند. البته تئوری کمتر پذیرفته شده دیگری هم وجود دارد که قائـل به شکل گیـری مستقیـم سیاره از ناپایـداری گرانشـی سریع قرص می باشد. به طور کل تحول قرص پیش ستاره ای توسط مقدار انتقال تکانه زاویه ای کنترل می شود.
تا سال 1995 میلادی بیش از 100 سیاره در اطراف ستارگان همسایه مشابه با خورشید کشف شد. حرکت ستاره به همراه سیاره شامل جابجایی دوپلری متناوب دوره ای قابل تشخیصی در خطـوط طیفی اش می شود. در این گونه سیستم ها مانند سیستم خورشیدی، قرص پیش سیاره ای تقریبا پراکنده شده است و ستاره و سیارات شکل گرفته اند.
قسمت اعظمی از قرص های پیش ستاره ای در ستارگان T-Tauri شکل می گیرد. ستارگان T-Tauri پیش ستارگان رشته اصلی هستند که معمولا از هیدروژن و هلیم تشکیل شده و حدود 2% از جرم آن ها را گرد و غبار تشکیل می دهد [20، 21، 22] و جرمی کمتر از 2 برابر جرم خورشید داشته و دمای سطح آن ها مشابه با ستارگان رشته اصلی با همان جرم است، اما آن ها بدلیل شعاع بزرگتر، درخشندگی بیشتری دارند. دمای مرکز آن ها برای همجوشی هیدروژن بسیار پایین است و در مسیر حرکت به سوی رشته اصلی از انرژی گرانشی آزاد شده نیرو می گیرند و بعد از حدود 108 سال به رشته اصلی می رسند و بسیار فعال و متغیر هستند.
تقریبا نیمی از ستارگـان T-Tauri دارای قرص هـای پیش سیاره ای هستند و ناپدید شدن این قرص ها به بیش از 107 سال زمان نیاز دارد. بیشتر ستارگان T-Tauri در سیستم های دوتایی بوده و احتمال می رود که میدان مغناطیسی فعال و بادهای ستاره ای و امواج آلفـن23 ، عامل انتقال تکانـه زاویه ای در این ستارگان باشند.
1-4-2 قرص ستاره های دوتایی
بیشتر ستارگان به صورت سیستم های دوتایی شکل می گیرند [23]. ستاره پرجرم تر سریع تر تحول یافته و به انتهای عمر خود می رسد و به یکی از حالت های کوتوله سفید، ستاره نوترونی و یا سیاهچاله تبدیل می شود. در این زمان ستاره دوم ممکن است همچنان در سیر تحولی خود در رشته اصلی باشد. اگر مدارهای این دوتایی بطور قابل توجهی به یکدیگر نزدیک باشند، ستاره دوم می تواند در حالاتی از حد روچ24 یا سطح هم پتانسیل گرانشی خود خارج شده و روی همدم چگال خود بریزد. بدلیل چرخش در مدار دوتایی و وجود مقدار قابل توجهی اندازه حرکت زاویه ای این انتقـال گـاز نمـی تواند به طور مستقیم انجـام پذیرد و در عوض یک قرص برافزایشـی در اطراف ستاره شکـل می گیرد. بدلیل وجود گشتاور وشکسانی در درون قرص، گاز به تدریج تکانه زاویه ای خود را از دست می دهد و با حرکت مارپیچی به سمت داخل توسط جسم مرکزی جمع می شود. همینطور که گاز به عمق چاه پتانسیل حرکت می کند، انرژی آزاد کرده و قرص را درخشان می کند.
جزئیات مطالعه اندرکنش سیستمهای دوتایی اهمیت تکانه زاویه ای را در برافزایش آشکار کرده است.
به دو دلیل بسیاری از دوتایی ها در چند مرحله از عمرشان مواد را انتقال می دهند:
الف) در دوره ای از تحولشان، یکی از ستاره ها در سیستم دوتایی شعاعش افزایش می یابد، یا جدایی بین دوتایی کم میشود، به نحوی که کشش گرانشی یکی از ستاره ها مواد را از لایه های بیرونی ستاره دیگر برداشت می کند (لبریز شدن حد روچ ).
ب) یکی از ستاره ها ممکن است در مرحله ای از تحول، مقداری از جرم خود را به شکل باد ستاره ای به بیرون براند، که بعضی از این مواد بوسیله گرانش ستاره همدم اسیر می شوند.
حالت توصیف شده (الف) اول بار در قرن نوزدهم بوسیله ریاضیدان فرانسوی به نام ادوارد روچ در ارتباط با تخریب یا بقاء مدار قمرهای سیاره ای مطالعه شد، که به این خاطر به نام او پیوند خورده است. ماهیت کار روچ بررسی یک ذره آزمون در پتانسیل گرانشی دو جسم سنگین است که در حال چرخیدن به دور یکدیگر تحت نفوذ جاذبه گرانشی متقابل هم هستند. با توجه به نیروهای گرانشی و مرکزگرای یک دوتایی، پتانسیل روچ در واحد جرم بصورت زیر می باشد
φ_R (r ⃗ )=-(GM_1)/|r ⃗-r ⃗_1 | -(GM_2)/|r ⃗-r ⃗_2 | -1/2 |ω ⃗×r ⃗ |^2
که r ⃗_1 و r ⃗_2 بردارهای موقعیت مرکز دو ستاره و ω سرعت زاویه ای در یک چهارچوب لخت می باشند. در اینجا ما مسئله برافزایش را با رسم سطوح همپتانسیل φ_R ادامه می دهیم (شکل 1-5).
همانطور که در شکل (1-5) نشان داده شده است، پنج نقطه لاگرانژی وجود دارد، که مهمترین آنها برای یک اندرکنش دوتایی، درونی ترین نقطه لاگرانژی یعنی L_1 است، که یک نقطه زینی بین دو ستاره میباشد و ساده ترین مسیر برای اینکه ماده بین آنها انتقال پیدا کند را نشان

مطلب مشابه :  تحقیق رایگان دربارهدانشگاه ها، مشارکت مردم، استاندارد

Author: admin3

دیدگاهتان را بنویسید