ماهواره ها و استاندارد

دانلود پایان نامه

سیستم هایی با ستاره نوترونی و یا سیاهچـاله ها تحت عنوان دوتایی های پرتو ایکس [27] شناختـه می شوند، چرا که در این قسمت طیفی درخشان بوده و اولین بار توسط ماهواره های پرتو ایکس در دهه 60 میلادی شناسایـی شدند. در دوتایـی های پرتو ایـکس کم جرم، که شامل همـدم کم جـرم می شود، برافزایش بصورت تجاوز از حد روچ است که توضیح داده شد. در دوتایی های پرتو ایکس پرجرم، قرص برافزایشی نوعاً از گاز گرفته شده از بادهای نیرومند همدم پرجرم تشکیـل می شود. این قرص ها عمدتاً از هیدروژن و هلیوم در حالت اتمی یا یونیده تشکیل می شوند.
1-4-3 قرص هسته های فعال کهکشانی
امروزه دیگر پذیرفته شده است که بیشتر کهکشان ها در مرکز خود دارای یک ابر سیاهچاله با جرمی از مرتبه چند میلیارد برابر جرم خورشید می باشند [28، 29]. بعضی از کهکشان ها دارای هسته فعال کهکشانی(AGN) می باشند که در تمام طول موج ها درخشان است. مدل استاندارد AGN ها شامل قرص برافزایشی در اطراف سیاهچاله می شود که یک چشمه انرژی را فراهم کرده و باعث رشد سیاهچاله می شود. پدیده AGN می تواند معرف فازی موقتی در سیر تحول کهکشانی باشد که زمانی اتفاق می افتد که گاز بتواند توسط هسته برافزایش کند. می توان توسط جابجایی دوپلری خطوط طیفی، حرکت چرخشی گاز در قرص برافزایشی را دنبال کرد و توسط آن به جرم سیاهچاله پی برد.
مراکز فعال کهکشانی اغلب به دو دسته اخترنماها و سیفرت تقسیم می شوند. اخترنماها بسیار درخشان بوده و به عنوان منابع انرژی الکترومغناطیسی شامل امواج رادیویی و نور مرئی که همراه با قرمزگرایی شدیدی هستند، شناخته می شوند. تلاش های زیادی برای شناختن ماهیت اخترنماها صورت گرفت تا اینکه امروزه دیگر پذیرفته شده است که اخترنماها نواحی فشرده و چگالی در مرکز کهکشان بوده که ابر سیاهچاله مرکزی را احاطه کرده است و اندازه ای بین 10 تا 1000 برابر شعاع شوارتزشیلد سیاهچاله دارد و توسط قرص برافزایشی اطراف سیاهچاله نیرو می گیرد و انرژی آزاد شده توسط آن ها حدود برابر انرژی خورشید می باشد. طیف اخترنماها از پرتو گاما تا امواج رادیویی را در بر می گیرد، که معمولا بیشتر طیف در ناحیه فرابنفش قرار دارد.
شکل (1-6). نمایی از قرص برافزایشی اطراف یک مرکز فعال کهکشانی
شکل (1-6). نمایی از قرص برافزایشی اطراف یک مرکز فعال کهکشانی
کهکشان هایـی که روشنایـی کمتری نسبت به اخترنـماها دارند، سیفرت نامیـده می شوند. کهکشان های سیفرت شامل خطوط طیفی گسیلی گازهای بسیار یونیده در مرکز خود بوده و در سال 1943 به نام کاشف خود نامگذاری شدند.
سیاهچاله مرکزی آن ها معمولا جرمی بین107 تا 108 برابر جرم خورشید داشته و طیف آن ها شامل خطوط نشری هیدروژن، هلیوم، نیتروژن و اکسیژن می شود. آن ها تابش های قوی در طیف های مادون قرمز، فرابنفش و پرتو ایکس داشته، در حالیکه کمتر از 5% تابش های آن ها رادیویی است و گمان می رود که طول موج رادیویی از طریق جت ها تابش شوند.
سیفرت ها به دو نوع (1) و (2) تقسیم می شوند، که نوع (1) شامل خطوط نشری باریک و پهن است، در حالیکه نوع (2) فقط شامل خطوط باریک است [30]. گرچه گمان می رود که این دو نوع ماهیت یکسانی داشته و اختلاف در خطوط نشری آن ها ناشی از اختلاف زاویه دید باشد.
1-5 طبقه بندی قرص های برافزایشی از لحاظ شکل هندسی
قرص های برافزایشی از لحاظ شکل هندسی به دو دسته نازک و ضخیم تقسیم می شوند که در ادامه به تشریح آن ها می پردازیم.
1-5-1 قرص های نازک
وقتی آهنگ برافزایـش مادون کپلری باشد و کدری بسیار بالا باشد، قرص نازک استانـدارد شکـل می گیرد که از لحاظ هندسی نازک بوده و دقیقاً ظاهری شبیه به قرص دارد. این قرص ها نسبتا درخشان بوده، از گاز سرد نسبیتی تشکیل شده و دارای طیف الکترومغناطیسی حرارتی می باشند؛ سرمایش تابشـی در آن ها بسیار قابل توجه بوده و فشار تابشی در آن ها قابل چشمپوشی است.
بدلیل هندسه این قرص ها، تأثیر پارامترهای نوعی در راستای عمودی بر ساختار قرص ناچیز بوده و می توان از آن ها در تعیین ساختار قرص صرف نظر کرد، بنابراین رفتار کمیت های مختلف در راستای عمودی با راستای شعاعی کاملاً متفاوت است [31] و به همین دلیل می توانیم حرکت مواد در اینگونه قرص ها را در یک صفحه و تحت تاثیر گرانش در نظر بگیریم. همچنین جرم قرص در مقایسه با جرم مرکزی ناچیز بوده و حرکت آن تقریباً کپلری می باشد [32]؛ البته توزیع تکانه زاویه ای در حالت فشار گاز غالب کپلری نخواهد بود [33] و همچنین در حالت فشار تابشی غالب، شاهد ناپایداری حرارتی در این قرص ها می باشیم [9، 34، 35، 36].
در مدل قرص های نازک، کار شاکورا و سانیو در سال 1974 میلادی یکـی از پذیرفتـه شده تریـن مدل های استاندارد می باشد؛ البته علاوه بر آن ها قرص های نازک توسط لیندن بل و پرینگل هم در سال 1974 مورد بررسی قرار گرفت [37].
1-5-2 قرص های ضخیم
در اینگونه از قرص ها که عمدتاً در مراکز فعال کهکشانی، اخترنماها و مراحل اولیه تشکیل ستارگان شکل می گیرند، ضخامت قرص قابل مقایسه با شعاع بوده و دیگر قابل صرف نظر کردن نیست و برخلاف قرص های نازک پارامترهای نوعی در راستای عمودی در تعیین ساختار قرص نقش اساسی ایفا می کنند و رفتار مشابهی با پارامترهای شعاعی قرص دارند [38]. البته آبرامویچ و همکارانش در سال 1995 میلادی با مطالعه اینگونه قرص ها دریافتند که سرعت سمتی در آن ها بیشتر از سرعت برافزایش شعاعی می باشد [39].
بنابراین مدل قرص های نازک نمی تواند به درستـی به تشریح ساختـار اینگونه از قرص ها بپردازد، با این حال همچنان مدلی که بتواند به طور کامل جوابگوی قرص های ضخیم باشد ارائه نشده است [40].
به طور کل مطالعـه قرص های ضخیـم ما را به شناخـت بهتری از حالـت حدی قرص هـای نازک می رساند و این فرصت را برای ما فراهم می آورد تا حالت گذار بین این دو سیستم را بررسی کنیم و همچنین می تواند در شناخت سیستم های پیش سیاره ای که به تشکیل منظومه هایی مانند منظومه شمسی می انجامد، مفید واقع شود.
1-6 عوامل مؤثر در برافزایش
1-6-1 برافزایش آدیاباتیک
ابتدا مواردی را در نظر میگیریم که از اتلاف هرگونه انرژی مثل تابشی و مکانیکی چشمپوشی شود، این جریان آدیاباتیک نامیده میشود. برای یک گاز ایدهآل با نسبت ثابت گرمایی ویژه انرژی داخلی در واحد جرم برابر است با:

این مطلب مشابه را هم بخوانید :   عملکرد مالی و سازگار نیست

با استفاده از معادله حالت که R ثابت گاز و جرم اتمی هر ذره است. اکنون ما میتوانیم دمای تلف شده گاز را محاسبه کنیم که برابر میشود با: