ناپایداری حرارتی یکی از فرآیندهای بسیار مهم در شکل گیری کپه های کوچک در ابرهای مولکولی مغناطیده می باشد . ازطرفی دیگر، پخش دو قطبه ، یا سوق یونها نسبت به ذرات خنثی، به عنوان یک فرآیند مهم در اتلاف انرژی و تضعیف کننده میدان مغناطیسی در مراحل اولیه شکل گیری ستارگان می باشد. بدین منظور، اثر پخش دو قطبه بر ناپایداری گرمایی و شکل گیری کپه ها در ابرهای مولکولی را مورد بررسی قرار دادیم. در این پژوهش ابر مولکولی خود گرانش و مغناطیده ای را که به طور جزئی یونیده شده است فرض نموده و مسئله را در یک بعد فرمولبندی نمودیم . برای ساده سازی بیشتر، معادلات را به مختصات لاگرانژی تبدیل کرده و برای حل عددی، آنها را بدون بعد ساختیم. چون معادلات دیفرانسیل حاصل از نوع دیفرانسیل غیرخطی با مشتقات جزئی بودند با بکارگیری از روش تجزیه آدومین و با استفاده از داده های درصدی ابرهای مولکولی به عنوان اطلاعات شرایط مرزی و زمانی اولیه محیط ، به رفتار زمانی کمیتهای فیزیکی معادلات دیفرانسیلی دست پیدا کرده و در پایان با حل عددی دستگاه معادلات دیفرانسیلی جوابهای دقیق تر و کاملتری برای کمیت های مسئله بدست آوردیم. نتایج نشان می دهد ناپایداری حرارتی در حالت هم فشار ( ایزوبار) می تواند در برخی از نواحی در لایه های مختلف از ابر باعث افزایش چگالی و تکه تکه شدن لایه ها شده و عاملی برای شکل گیری کپه های کوچک متراکم در ابر می گردد، که این کپه ها می تواند منشأ شکل گیری سیارات باشند.

در این پایان نامه می خواهیم یک مکانیسم مناسب، برای تولید میزر های رصد شده در ابرهای میان ستاره ایی که در نزدیکی نواحی شکل گیری ستاره واقع شده اند، پیشنهاد دهیم. با استفاده از شبیه سازی عددی نشان می دهیم که دانه های باردار موجود در ابرهای میان ستاره ای می توانند در شرایط خاصّی دارای پتانسیل الکتریکی کل منفی بوده و امکان تجمّع به صورت یک خوشه را داشته باشند. نتایج نشان می دهد که الکترون های نسبیتی آزاد شده از جت ها، در عبور از این خوشه ها، به صورت نوسانی به جنبش در آمده (ویگل کرده) و لذا می توانند میزرهای با طول موج های بلند از مرتبه ی سانتی متری تولید کنند. این مکانیسم می تواند به عنوان عاملی برای تولید میزر های مشاهده شده در نواحی اطراف جت ها باشد. همچنین، می توان وجود میزر هایی که در طول موج های غیر استاندارد مولکولی رصد شده اند را نیز توجیه کرد

شکل گیری پیش ستاره ها و قرص های برافزایشی اطراف آنها از مهم ترین مسائل نجوم و اخترفیزیک است. پیش ستاره ها از رمبش هسته های ابرهای مولکولی بوجود می آیند. از نظر تاریخی هسته ابر مولکولی به شکل یک کره ی هم دمای منفرد و با روش خود مشابه بررسی شده است. اما وجود دوران و میدان مغناطیسی در هسته ها به رمبش نامتقارن منجر می شود. ما نیروی گریز از مرکز و گرادیان میدان مغناطیسی را در جهت عمود بر محور دوران هسته فرض کرده و مولفه های آن را به صورت ضریب ? از نیروی گرانشی موضعی در نظر گرفتیم. در این پژوهش، ما رمبش یک هسته کروی همدمای منفرد را برای یافتن اهمیت پارامتر ? در مورد تخت شدگی پوسته های جرمی در ناحیه بیرونی موج انبساطی مورد مطالعه قرار دادیم. از آنجایی که در این حالت، رمبش ابر در تقارن کروی و با رفتار خودمشابه اتفاق نمی افتد، ما از روش تجزیه آدومین برای حل معادلات دیفرانسیل جزئی غیرخطی استفاده می کنیم. در این روش یک رابطه نیمه-تحلیلی برای سرعت جرم فروریزشی ( ) پوسته های درون پوش بدست آوریم و مشاهده کردیم که مقدار در ناحیه قطبی بزرگتر از ناحیه استوایی است و البته این اختلاف در شعاع های کمتر بهتر دیده می شود. بنابراین، نتیجه می گیریم که قبل از رسیدن رأس موج انبساطی، شکل ظاهری هسته های ابرهای مولکولی می تواند به شکل شبه-کره تخت تغییر کند. همچنین، نسبت قطر بزرگ به قطر کوچک شبه-کره، با افزایش ? افزایش می یابد و این مقدار با مقادیر مشاهده شده ظاهری هسته های کشیده در نقشه های ابرهای مولکولی مثل taurus و perseus نزدیک است.

فرایند های گرمایشی وسرمایشی، یکی از عوامل موثر در تحول ابرهای مولکولی می باشد. یک فرایند مهم در گرمایش ابرهای مولکولی، گرمایش ناشی از پخش دو قطبه (یعنی حرکت سوق الکترون ها و یون ها نسبت به ذرات خنثی) است که مورد بررسی قرار می دهیم. در این تحقیق، ابر مولکولی خود گرانشی ومغناطیده ای را که به طور جزئی یونیده می باشد را در نظر گرفته و ابتدا مسئله را در یک بعد فرمول بندی کردیم. برای ساده سازی بیشتر، معادلات را بدون بعد ساخته و از روش تفاضل متناهی، به حل عددی معادلات با مشتقات جزئی پر داختیم. در ادامه، ابر مولکولی استوانه ای جمع شونده را مورد بررسی قرار دادیم. نتایج نشان می دهند که هر چه از مرکز ابر به سمت لبه ها دور می شویم سرعت سوق و آهنگ گرمایش ناشی از پخش دو قطبه نسبت به گرمایش ناشی از پرتوهای کیهانی افزایش می یابد. هچنین، در ابر استوانه ای جمع شونده، آهنگ گرمایش ناشی از پخش دو قطبه نه تنها دارای اهمیت است ،بلکه با گذشت زمان،افزایش می یابد.

ابرهای مولکولی مناطق چگالی از گازوغبار نسبیتی هستند که می توانند تحت تأثیر میدان مغناطیسی ونیروهای خودگرانش قرار گیرند.رمبش یک هسته ابر رشته ای مغناطیده همدما که تحت تأثیر میدان مغناطیسی وفرایند پخش دوقطبه است در این پایان نامه مورد مطالعه قرار می گیرد.برای این منظور از روش تجزیه آدومین برای بررسی تحول یکهسته ابرمولکولی مغناطیده همدما استفاده شده است. نتایج نشان می دهد که پخش میدان مغناطیسی نزدیک محور استوانه نسبت به نقاط میانی وخارجی بیشتر اتفاق می افتد.ازطرف دیگر ذرات پلاسمای موجود در ناحیه داخلی به سوی محور استوانه حرکت می کنند در حالیکه ذرات یون موجود در ناحیه خارجی ومیانی به سمت بیرون حرکت می کنند. بدین طریق کاهش چگالی در مناطق داخلی ابر وافزایش آن درمناطق میانی موجب چگالش کوچکی در مناطق داخلی یک ابر مولکولی تحت رمبش می باشد.

مشاهدات انجام شده بر روی خوشه? پروین نشان می دهد که بیش از هزاران ستاره در این خوشه توانسته اند به مدت صد میلیون سال در کنار یکدیگر باقی بمانند. این در حالیست که با استفاده از نظریات کنونی، عمر خوشه های باز بسیار کمتر یعنی حدود یک دهم این مقدار است. از طرف دیگر می دانیم که میزان جرم مشاهده شده در عالم به هیچ وجه با دینامیک کهکشانها سازگار نیست. یک راه حل برای توجیه این ناسازگاری، نظریه? ماده تاریک است که در آن فرض می شود حدود نود درصد کلّ عالم را جرمی نامرئی فرا گرفته و طوری در کهکشانها توزیع شده است که بتواند دینامیک کهکشانها را توجیه کند. راه حل مناسب دیگری که برای توجیه این وضعیت وجود دارد استفاده از نظریه mond است که به اصلاح نظریه? گرانش نیوتن می پردازد. اکنون می توان با بهره گیری از نظریه? گرانش اصلاح شده، به محاسبه? عمر خوشه? پروین پرداخته و ببینیم که آیا طول عمر مربوط به آن قابل بهبود است یا خیر؟

امروزه مطالعه ی هسته های ابر های مولکولی چگال که از رمبش آن ها ستاره ها شکل می گیرند، بیشتر مورد توجه اخترشناسان بوده و نظریه های بسیاری در مورد آنها مطرح شده است. در این تحقیق، شکل هسته ی ابر مولکولی را در حالت های هم دما و پلی تروپ مقایسه کرده و تأثیر ضریب پلی تروپ را بر روی ساختار هسته ها مورد بررسی قرار داده ایم.ساختار هسته های ابر مولکولی که در برابر فشار گرمایی و میدان مغناطیسی یکنواخت قرار دارند را در شرایط تعادل مغناطوهیدروستاتیک و تقارن محوری، با معادله حالت پلی تروپ مورد بررسی قرار داده ایم.نتایج بدست آمده از حل معادلات حاکم بر هسته های ابر مولکولینشان می دهند که در جرم های کم، شکل هسته ها بیشتر به پیکربندی کشیده تمایل داشته و با افزایش اندیس پلی تروپ هسته های ابر های مولکولی به پیکربندی پخیده متمایل می گردند.

چکیده ابرهای مولکولی لایه ای و رشته ای را که در تعادل هیدروستاتیکی هستند در نظر گرفته و تغییرات چگالی آن ها را با معادله حالت همدما، لگاتروپ و پلی تروپ تعیین کردیم. با بکارگیری اختلال در این ابرها، شرایط لازم برای ناپایداری تعادل آن ها را مورد مطالعه قرار داده و تأثیر معادله حالت های فوق را بر این ناپایداری گرانشی مورد مطالعه قرار دادیم. در حالت لایه ای، نتیجه گرفتیم که هر چه از مرکز هسته دورتر می شویم، چگالی کمتر خواهد شد یعنی با افزایش شعاع نسبت عکس دارد. در حالت رشته ای شیب تغییرات چگالی نسبت به حالت لایه ای کمتر می باشد. نتایج نشان می دهند که در حالت های لایه ای و رشته ای با افزایش طول موج، ناپایداری گرانشی بیشتر می گردد و در یک طول موج بحرانی، ناپایداری به بیشترین مقدار خود می رسد. البته، در حالت لگاتروپ، نسبت به حالت همدما، در طول موج های بلندتر، اندازه ناپایداری بیشتر بوده و در طول موج های کوتاه برعکس می باشد. همچنین مشاهده می شود. که در حالت پلی تروپ، چه در ابرلایه ای و چه در ابر رشته ای، برای نواحی داخلی ابر ناپایداری گرانشی بیشتر بوده و برای نواحی بیرونی ابرناپایداری کمتر است. واژه های کلیدی: ابرهای مولکولی- شکل گیری ستارگان- ناپایداری گرانشی- تلاطم- معادله حالت

ما سوق میدان مغناطیسی و یون های محاط شده در لایه های خود گرانشی گاز خنثی همدما تحت فرض های تعادل شبه مغناطوهیدروستاتیک و تعادل موضعی یونش را فرمولبندی می کنیم. با استفاده از معادلات اصلی از جمله: پخش غیر خطی میدان مغناطیسی، پیوستگی و معادله اندازه حرکت و یافتن فرم بدون بعدشان به طرحی از رفتار میدان مغناطیسی نسبت به چگالی سطحی و فاصله عمودی گاز خنثی دست می یابیم وهمچنین به این نکته پی می بریم که سرعت سوق کوچکتر از سرعت گاز خنثی است.در ادامه با انتخاب یک میدان مغناطیسی و ایجاد تغییر در معادلات و شرایط اولیه جدید در می یابیم که وابستگی مجانبی میدان مغناطیسی به زمان مستقل از شرایط اولیه می باشد.

چکیده امروزه، مطالعه ی هسته های ابر های مولکولی چگال که ستاره ها از رمبش این هسته ها شکل می گیرند، بیشتر مورد توجه اخترشناسان واقع شده، و نظریه های بسیاری در مورد آنها مطرح شده است. ساختارهای متعادل هسته های ابر مولکولی کشیده که درمیدان مغناطیسی قطبی وار قرار دارند را در شرایط تعادل مغناطوهیدروستاتیک و تقارن محوری، با معادله حالت پلی تروپ مورد بررسی قرار داده و به حل معادلات حاکم پرداختیم. که حالت مرجع، شامل یک کره یکنواخت در یک میدان مغناطیسی یکنواخت را در نظر گرفته و سپس با تغییر میدان مغناطیسی یکنواخت به میدان قطبی وار، تاثیر آن را بر هسته ابرهای مولکولی تحقیق کردیم. ساختار متعادل هسته ی ابرهای مولکولی کشیده را در مختصات استوانه ای با معادله حالت پلی تروپ در میدان مغناطیسی قطبی وار بررسی نمائیم. فرض مساله این است که هسته ابر مولکولی، تحت شرایط متعادل، با تقارن محوری در مختصات استوانه ای (?,z) توصیف شود و میدان مغناطیسی در راستای z بوده ولی مقدار آن در راستای ?متغیر باشد بعبارتیb=b_0 ?(r/(r ))?^s. معادله حالت پلی تروپ، p=k?^?، را برای گاز موجود در هسته ابر مولکولی در نظر می گیریم، که در آن ? اندیس پلی تروپ می باشد. این ابر به وسیله یک محیط خارجی با فشار p_ext و چگالی ?_0= (p_ext?k)^(1??) محصور شده است. نتایج بدست آمده نشان می دهند که در میدان مغناطیسی یکنواخت، تمایل هسته ها به پیکربندی پرولیتبیشتر بوده و با قطبیدگی میدان مغناطیسی و افزایش قطبش، هسته های ابر های مولکولی به پیکربندی کشیده تمایل بیشتری نشان می دهند. در واقع میدان مغناطیسی قطبی وار مانعی برای تشکیل قرص برافزایشی می باشد هر چقدر که میدان مشابه یک میدان دو قطبی مغناطیسی باشد، ابر مولکولی کشیده تر و احتمال تشکیل یک قرص برافزایشی کمتر می شود. هر چه که میدان به یک میدان یکنواخت نزدیک تر شود، قرص به شکل تخت نزدیک تر می شود که این خود نیز در ایجاد میدان مغناطیسی یکنواخت تاثیر مثبت خواهد داشت.

از آنجائیکه ابرهای مولکولی بعنوان زادگاه ستارگان در اختر فیزیک دارای اهمیت زیادی می باشند. هدف اصلی این پژوهش بررسی و حل دقیق معادله لین-امدن بعنوان یکی از این معادلات مهم و قابل توجه هسته ی ابرهای مولکولی کروی می باشد. هدف دیگر تحقیق حاضر به کارگیری روش طیفی در حل معادلات اختر فیزیکی می باشد تا کانالی برای حل سایر مسایل ایجاد شود. در فصل اول ضمن معرفی ابرهای مولکولی، خواص آنها بعنوان زادگاه ستارگان بیان می شود. در ادامه به کمک معادلات حالت گاز، بقای جرم، اندازه حرکت و پواسون به معادله لین -امدن می رسیم. در فصل دوم درمورد روشهای حل عددی بحث شده و با مثالهای متنوع روشهای طیفی تشریح می شود و بطور خاص روی روش گالرکین تاکید و تمرکز می گردد. در فصل سوم با روش طیفی گالرکین، معادله لین -امدن را با سریهای ساخته شده از چبیشف و لژاندر تا 9 جمله حل نموده و نتایج بدست آمده را با روشهای دیگر عددی و روش آدومین مقایسه می کنیم در قیاس با سایر روشها تطابق بسیار قابل قبولی را نشان می دهد.

میدان مغناطیسی نقش مهمی را می تواند در ایجاد، تکامل و هدایت جریان‎های خروجی و جت ها از قرص برافزایشی ایفا کند. از طرفی، دمای قرص ممکن است بر ساختار خطوط میدان و جریان مواد اثر گذار باشد. در این پایان نامه، با استفاده از روش خودمشابه ای در مختصات استوانه ای به بررسی پروفایل دمای قرص برافزایشی ( ) در شکل گیری جت ها و جریان های خروجی در اطراف پیش ستاره ها پرداختیم. نتایج نشان داد که به ازای هر تکانه ی زاویه ای معین،یک مقدار بحرانی برای نسبت شار جرمی به شار مغناطیسی وجود دارد. به ازای مقادیر کمتر از این مقدار بحرانی، پروفایل دمایی موجب شتابگیری و پهن شدن جت می شود، در حالی که برای مقادیر بیشتر، جت ها جمع خواهند شد. برای جریان های خروجی، مقدار بحرانی برای نسبت شار جرمی به شار مغناطیسی وجود نداشته به طوری که با افزایش این نسبت، پروفایل دمایی همواره موجب شتاب دهی و پهن شدن آنها می گردد.

در این پایان نامه ما به بررسی پایداری و ناپایداری در الگوهای مختلف قرص برافزایشی می پردازیم . مساله ی پایداری یک مساله ی بسیار مهم در اختر فیزیک می باشد. حضور ناپایداری در سیستم ها موجب بسیاری از پدیده های فعال در جهان مثل انفجارات ، باد ها، جت ها، و حتی شکل گیری ستاره ها می شود و شاید اگر گفته شود که ساختار کنونی عالم می تواند بر اثر همین ناپایداری ها باشد حرفی به گزاف نگفته باشیم. ما در اینجا به سیستم های چرخشی با شاره های برافزایشی که به قرص های برافزایشی معروفند علاقه مند هستیم و سعی داریم که در این پایان نامه به بررسی پایداری و ناپایداری در این سیستم ها بپردازیم. مخصوصا قرص های برافزایشی نوع استاندارد در اطراف دوتایی های اشعه ی ایکس سیاهچاله ای و هسته کهکشان های فعال که دارای تابندگی بین 0.01le < l < 0.7le می باشند. علت این علاقه مندی حضور تضاد بین تئوری و رصد در این دسته از قرص ها می باشد. همچنین در این پایان نامه اثر وشکسانی ، توابع سرمایش، میدان مغناطیسی سمتی ، تاخیر زمانی پاسخ فشار به تغییرات تانسور استرس وشکسان، هدایت گرمایی ناهمسانگرد، تانسور استرس وشکسان چرخشی، و تابش های کیهانی بر روی پایداری قرص های مختلف برافزایشی مورد مطالعه قرار گرفته است. روش کار در این بررسی هم به صورت عددی و هم تحلیلی می باشد. بعد از بررسی های عددی دریافتیم که توابع سرمایش، نوع وشکسانی و میدان مغناطیسی می توان پایداری وجوه گرمایی، وشکسان و آکوستیک را در مدل های مختلف قرص برافزایشی تغییر دهد. همچین بررسی ها نشان داد که معیار ناپایداری مغناطیسی گرمایی در حضور پرتوهای کیهانی می تواند تغییر کند و پرتوهای کیهانی می توانند پایداری پلاسماهای داغ و رقیق را تحت تاثیر قرار دهند.

می دانیم عمده مطالب و دانستنیهای ما در خصوص محیط میان ستاره ای، نور و امواج الکترومغناطیسی است که از این محیط به ما میرسد. از آنجایی که گسیل نور به خاطر گذار بین اتمی و تغییر تراز انرژی الکترونها و اتم ها است، لذا ابتدا پدیده اسپکتروسکوپی یا طیف سنجی را مطرح می کنیم، سپس در مورد فرایندهای سرمایشی و گرمایشی و تک تک عوامل وابسته به این فرایندها صحبت می کنیم یعنی چطور ابرها بر اثر پرتوهای کیهانی و فوتونها گرم می شوند و چطور بر اثر انتشار اتم ها و مولکول ها و ذرات سازنده شان خنک می شوند. سرانجام با ارائه یک برنامه و تدوین کد، نمودارهای سرمایشی و گرمایشی را رسم می کنیم.

ما اثر چرخش غیر یکنواخت رابر یک ابر مولکولی رمبنده،یک بار در غیاب میدان مغناطیسی و بار دیگر در حضور میدان مغناطیسی بررسی کردیم. ازآنجایی که معادلات حرکت در غیاب میدان مغناطیسی برای یون ها و ذرات خنثی نتایج یکسانی را به دست می دهند، فقط برای خنثی ها بررسی کرده ونتایج حاصل را به یون ها تعمیم می دهیم،در حالت چرخش غیر یکنواخت، خطوط جریان را برای یون ها و ذرات خنثی در سرعت های زاویه ای مختلف و همچنین شعاع دیسک برافزایشی را به ازای سرعت های زاویه ای مختلف یک بار در غیاب میدان مغناطیسی و بار دیگر در حضور میدان مغناطیسی در زاویه ی بررسی کردیم

در این پایان نامه اثر میدان الکتریکی داخلی قرصهای برافزایشی استاندارد با وشکسانی آلفا را بررسی می کنیم. با در نظر گرفتن میدان الکتریکی داخلی در قرص برافزایشی، تغییراتی در سرعت، فشار، چگالی و میدان مغناطیسی داخلی ایجاد می-شود

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.