دمای مشاهده شده و افزایش بحران

دانلود پایان نامه

که k کدری پراکندگی الکترون است.
شکل (1-7). نمایی از نیروهای وارد بر ذره در حالت تابندگی ادینگتون
شکل (1-7). نمایی از نیروهای وارد بر ذره در حالت تابندگی ادینگتون
اگر گاز به طور کامل یونیزه شود کدری آن توسط پراکندگی الکترون تعیین میشود. در گازهای به طور جزیی یونیزه شده کدری به وسیله گذارهای آزاد- مقید و مقید- مقید افزایش مییابد که از شار ادینگتون کمتر است. اگر درخشندگی حاصل از برافزایش باشد میتوان یک شاخص ادینگتون با آهنگ برافزایش برای آن تعریف کرد.

که :
بنابراین آهنگ تغییرات ویژه برافزایش به اندازه جسم برافزایشی بستگی دارد در حالیکه مقیاس درخشندگی بحرانی به جرم وابسته است.
1-6-5- درخشندگی ادینگتون در عمق نوری بالا
تا اینجا مطالبی که گفتیم برای دیسکهای نازک بود، حال اگر شار تابشی از میان یک محیط نوری ضخیم مثل داخل یک ستاره عبور کند چه تغییری میکند؟ در عمق نوری بالا میدان تابشی میتواند تقریباً ایزوتروپیک فرض شود و از تقریب پخش شدگی استفاده شود.
شار حرارتی تابشی میتواند برحسب فشار تابشی به صورت زیر نوشته شود:

که عمق نوری است.
اگر گرادیان فشار تابشی تعادلی را برابر با نیروی گرانشی قرار دهیم حداکثر فشار تابشی برابر میشود با :
که با استفاده از شار حرارتی تابشی داریم:

که حاصل آن بیشترین شار تابشی در یک نقطه در جسم گرانشی ساکن یا همان شار بحرانی در مورد نوری نازک است. برای قرصهایی که از لحاظ هندسی نازک هستند، تابندگی قرص کمتر از تابندگی اینگتون بوده، در حالیکه برای قرصهایی که از لحاظ هندسی ضخیم هستند، شاهد تابندگی نزدیک به تابندگی ادینگتون هستیم که در اصطلاح به آن تابندگی فوق ادینگتون هم گفته میشود.]43،42[
1-6-6 مقایسه برافزایش در ستارههای نوترونی و سیاهچالهها
در محاسبه آهنگ برافزایش بحرانی، فرض بر این شد که انرژی گرانشی آزاد شده به صورت تابش خارج شود، اما در مورد سیاهچالهها جرم از افق رویداد خارج نمیشودو همه انرژی در سیاهچاله ذخیره میشود. به این صورت که قسمتی از جریان برافزایشی به گودال نزدیک میشود، سپس به دیسک نوری ضخیمی تبدیل میشود، یعنی تابش به در جریان به دام میافتد و به جای تولید نور توسط سیاهچاله بلعیده میشود. اهنگ برافزایش در سیاهچاله را به طور قراردادی بزرگ در نظر میگیریم. اما ستاره نوترونی نمیتواند چنین انرژیای را جذب کند و مقدار ناچیزی از این انرژی توسط انتقال گرما به داخل منتقل میشود. بنابراین (آهنگ برافزایشی) برای ستاره نوترونی کمتر از سیاهچاله است. برافزایش در اطراف سیاهچاله به صورت یک دیسک ضخیم نوری شکل میگیرد که انرژی آزاد شده در راستای محور تقارن صفحه به صورت جت از آن خارج میشود، که در این صورت امکان ماکزیمم شدن آهنگ برافزایش زیادتر میشود. جتهای خارج شده دارای طول موج اشعه x میباشد و توسط تلسکوپهای رادیویی قابل رؤیتاند.
1-6-7 برافزایش با تکانه زاویهای
وقتی یک گاز در حال برافزایش دارای یک تکانه زاویهای غیر صفر است. نمیتواند مستقیماً به طور شعاعی برافزایش کند. جریانهای برشی بین مدارهای کپلری همسایه در قرص به علت وشکسانی باعث اصطکاک میشود. گشتاور اصطکاکی باعث تبادل تکانه زاویهای بین این مدارها میشود. از آنجا که این مدارها تقریباً کپلری هستند یک تغییر در تکانه زاویهای مدار به این معنی است که این مدار باید فاصلهاش تا جسم مرکزی را تغییر دهد و به شعاعهای بزرگتر حرکت کند. زمان از بین رفتن این برافزایش میزانی از مقیاس زمانی جدیدی از انتقال تکانه زاویهای به بیرون را میدهد. از آنجایی که این مقیاس زمانی بسیار طولانیتر از مقیاس زمانی دینامیکی است لازم است که بیشتر چیزهایی که برای برافزایش کروی گفته شد را برای برافزایش با تکانه زاویهای اصلاح کنیم. یک سیستم شامل ستارههای دوتایی نزدیک به هم را در نظر میگیریم، با جرم ستاره اول m1 و ستاره دوم m2 . نسبت جرمی این دو برابر است با :
اگر m1 و m2 در یک مدار دایروی گرد یکدیگر بچرخند و تفکیک پذیری آنها برابر با a باشد آنگاه فرکانس چرخشی برابر است با:
جرمی که در چارچوب آزمایشگاه ساکن است دارای یک پتانسیل مؤثر به نام پتانسیل روچ است که قبلاً توضیح داده شد. ]41[
1-7 پارامترهای نوعی قرصها
برای درک بهتری از سیستم های مختلف به ذکر پارامترهایی از قرص ها میپردازیم. بسیاری از پارامترهای قرصهای پیش ستاره ای قابل مقایسه با منظومه شمسی هستند، از قبیل اندازه نوعی (AU 100)، جرم ستاره مرکزی (هم مرتبه جرم خورشید)، سرعت کپلری (ده ها کیلومتر بر ثانیه). دمای مشاهده شده از مرتبه K 100 که امکان تخمین ضخامت قرص را برای ما میسر میسازد. در قرص نازک، در جهت شعاعی گاز توسط نیروی مرکزگرا حمایت می شود و در جهت عمودی توسط فشار گاز در تعادل هیدرواستاتیکی می باشد. بنابراین از معادله حرکت سیالات شروع میکنیم