درجه حرارت و فرآیندها

دانلود پایان نامه

که دمای ویریال برابر است با :

در اتمسفری با دمای نزدیک به ویریال، سرعت صوت برابر است با :

که نزدیک به سرعت فرار است. همچنین فشار هیدرواستاتیکی برحسب ارتفاع برابر است با:

در پایستگی انرژی انتظار داریم اگر هیچ انرژیای به صورت تابش از بین نرود، انرژی سیال برافزایشی در یک پتانسیل برای خارج شدن آن از سیستم کافی باشد( مثل برافزایش آدیاباتیک متقارن کروی).
یک نکته مهم که باید در اینجا به آن اشاره کنیم این است که برافزایش زمانی اتفاق میافتد که باشد. یک موقعیت کلاسیک که در آن برافزایش تقریباً کروی آدیاباتیک به وجود میآید انفجار ابرنواخترهاست. وقتی که دمای مرکزی به دلیل میدان تابشی بالا میرود، هسته مرکزی شروع به متلاشی شدن میکند و کاهش مییابد و ستاره در خود فرو میریزد، تا اینکه از طریق یک شوک برافزایشی ستاره نوترونی شکل میگیرد.
این کاهش تا آنجایی میتواند ادامه یابد که جفتهای دوتایی ایجاد شوندو یک برافزایش آدیاباتیک روی سیاهچاله شروع شود. برافزایش کروی آدیاباتیک بسیار سریع انجام میشود و زمان آن از رابطه زیر محاسبه میشود:

که سرعت دورانی کپلری و فرکانس زاویهای کپلری است.
1-6-2 دما در نزدیکی اجسام متراکم
برای برافزایش روی یک ستاره نوترونی با شعاع R=10 km و جرم M=1,4 برابر جرم خورشید، سرعت سقوط آزاد برابر است با و دمای ویریال برابر است با و این معادل است با یک انرژی میانگین حدود Mev150 که این دمای واقعی ای که ما انتظار داریم نیست، پس اتفاقات دیگری رخ میدهد که باعث این افزایش درجه حرارت میشود.
یکی از این موارد میدان تابشی متراکم است که به دلیل آدیاباتیک بودن فرآیند و انباشت انرژی تابشی رخ میدهد که باعث افزایش درجه حرارت سیستم و افزایش فوتونها و در نتیجه برخورد فوتونها با الکترونها و افزایش جفت الکترون و پوزیترون میشود و این فرآیند خود باعث افزایش دمایی بیشتر از انرژی برافزایشی میشود یعنی چیزی حدود چند مگا الکترون ولت. اما در اغلب مشاهدات درجه حرارت دیسکها حتی به mev1هم نمیرسد، پس نتیجه میگیریم برافزایش به ندرت آدیاباتیک است و سیستم توسط تابش فوتونی انرژی از دست میدهد.
1-6-3 از دست دادن تابش
در اینجا تقریبی برای انرژی برافزایشیای که یک صفحه اپتیکی ضخیم در اطراف ایجاد میکند میسازیم. در اینجا فرض میکنیم تعادلی بین آهنگ تغییر حرارت آزاد شده بهوسیله انرژی برافزایشی و خنک کنندگی تابشب وجود دارد، پس سطح تابشی جسم برافزایشی را به صورت یک جسم سیاه با دمای T در نظر میگیریم. در این حالت تعادل بهصورت زیر است:

این مطلب مشابه را هم بخوانید :   سیستم ارزیابی عملکرد و شاخص کلیدی عملکرد

آهنگ برافزایش برابر است با:
و دما حدود k 107 T= یا برای هر ذره باشد که تابش با این درجه حرارت در ستارههای نوترونی برافزایشی و سیاهچالههای اشعه x نرم مشاهده شده است. ما در دمای تعادل با پیشستارهها و کوتولههای سفید مواجه میشویم. فرآیند غالب آنهایی که در فیزیک ستارهای شناخته شدهاند انتقالات اتمی مولکولی و پراکندگی تامسون است. این فرآیندها همچنین بر طیفهای ستاره نوترونی و سیاهچالهها حاکم است. در انرژیهای بیشتر از این مقدار طیفهای پراکندگی کامپتون مشاهده شده. وقتی میدانهای مغناطیسی قوی داشته باشیم تابشهای سنکروترونی و سیکلوترونی خواهیم داشت. ]41[
1-6-4 درخشندگی بحرانی ادینگتون
فرض کنید که یک ذره گاز داریم که در نزدیکی جسمی به جرم M با تابندگی L قرار دارد. این ذره توسط گرانش به داخل کشیده میشود و توسط فشار تابشی به سمت بیرون رانده میشود. وقتی که تابندگی جسم زیاد نباشد، نیروی فشار تابشی کوچکتر از نیروی گرانشی شده و ذره در میدان گرانشی گیر میافتد. اما اگر تابندگی جسم زیاد باشد، در نتیجه فشار تابشی هم افزایش مییابد و میتواند از نیروی گرانشی هم بیشتر شده و ذره را از قید میدان گرانشی خارج کند و دیگر گاز نمیتواند روی چنین جسمی برافزایش کند. بنابراین در حالت معمول جسمی با تابندگی نامحدود که از برافزایش نیرو بگیرد نمیتواند وجود داشته باشد. بنابراین برای جسمی ساکن یک مقدار حداکثر تابندگی وجود دارد که به آن تابندگی ادینگتون گفته میشود و با LE نمایش داده میشود. نیروی اعمال شده توسط شار تابشی F روی یک گرم ماده برابر است با : . نیروی گرانشی در یک گرم جرم برابر با است.
تابندگی برابر است با: