مطالعات اخیر نشان می دهند که هسته های فعال کهکشانی و پرتوهای کیهانی، همرفت رادر یک محیط میان کهکشانی تحریک می کنند؛ و همرفت، گاز میان کهکشانی یک خوشه راگرم می کند. در این تحقیق، ناپایداری همرفتی رادر محیط میان کهکشانی یک خوشه کهکشانی بررسی می کنیم. گاز محیط میان کهکشانی کم-برخورد است و درنتیجه، گرما فقط در راستای خطوط میدان مغناطیسی هدایت می شود. ما تحلیل های قبلی را با وارد کردن پرتوهای کیهانی و سرمایش سامانه بسط می دهیم. پایداری حالت تعادلی ای رابررسی می کنیم که در آن شتاب گرانشی در راستای z و میدان مغناطیسی در صفحه (x-z) است و فشارمغناطیسی بسیار کمتر از فشار گرمایی (‎eta‎‎‎gg‎‎ 1)است. براین اساس رابطه پاشندگی برای ناپایداری همرفتی در این سامانه ها را به دست می آوریم.

یکی از مباحث مهم اختر فیزیک، نحوه ی شکل گیری و تحول ساختارهای نجومی است. اختر شناسان، رشد ناپایداری ها را علت اصلی شکل گیری این ساختارها می دانند. در این پایان نامه ما به طور خاص روی یکی از مهمترین ناپایداری های اخترفیزیک، یعنی ناپایداری رایله-تیلور مطالعه می کنیم. رشد این ناپایداری در بقایای انفجار ابرنواختر ها، اعماق غول سرخ، محیط میان ستاره ای، محیط میان کهکشانی و در نواحی دوردستی مثل اختروش ها سبب شکل گیری ساختارهایی می شود که می توانیم آن ها را رصد کنیم. بنابراین ما مطالعه مان را از معرفی این ناپایداری در فصل اول آغاز می کنیم. در فصل دوم، تحلیل خطی (یعنی وقتی دامنه اختلال ها در مقایسه با کمیت های تعادلی خیلی کوچک باشد) ناپایداری رایله-تیلور را برای یک مرز از ساده ترین حالت یعنی حالت کلاسیک انجام می دهیم. سپس اثر عوامل مختلف مثل وشکسانی، کشش سطحی، میدان مغناطیسی را در این ناپایداری مرور کرده به این نتیجه می رسیم که همه ی آن ها آهنگ رشد ناپایداری را کاهش می دهند. در ادامه اثر تراکم ناپذیری را در این ناپایداری، باعنوان ناپایداری رایله تیلور تراکم پذیر، مطالعه می کنیم. خواهیم دید که در این حالت هم به کاهش آهنگ رشد ناپایداری می رسیم. سپس در فصل سوم اثر میدان مغناطیسی را در ناپایداری رایله-تیلور برای یک محیط تک شاره ایی (کاملا یونیده) خواهیم دید و در قسمت بعد اثر دو شاره بودن محیط (شامل یون و خنثی) را به آن اضافه می کنیم. در این حالت فرض می شود که اتم های یونیده و خنثی دو شاره ی جدا ازهم هستند و از طریق برخورد می توانند تکانه مبادله کنند. یون ها با میدان مغناطیسی برهم کنش می کنند ولی خنثی ها برهم کنش مستقیمی با هم ندارند. هر دومولفه تحت تاثیر میدان گرانش عمودی قرار گرفته اند. پس از تحلیل خطی این حالت، دو مد ناپایدار برای سامانه برای سامانه خواهد آمد. به نظر می رسد یکی از این مد ها مربوط به اتم خنثی است و دیگری به یون ها. ما نشان خواهیم داد که درمقایسه با حالت تک شاره ای ( کاملا یونیده)، اگر طبیعت دو شاره ای محیط نظر گرفته شود، آهنگ رشد سامانه افزایش می یابد. میزان وابستگی، شدیدا به آهنگ برخورد و کسر یونیدگی سامانه بستگی دارد. اما در فصل چهارم نقش تابش در ناپایداری رایله-تیلور برای یک مرز، بررسی می شود. تابش را در وضعیتی که از نظر نوری ضخیم است، تحت تقریب بی دررو در نظر می گیریم و خواهیم دید که اگر در حالت تعادلی، فشار تابشی در مقایسه با فشار گاز و نیروی تابشی در مقایسه با نیروی گرانش مقدار زیادی داشته باشند، تابش، آهنگ رشد سامانه را افزایش می دهد. البته اگر این مقدار برابر و یا کمتر باشد، تابش از آهنگ رشد سامانه می کاهد و نتیجه خواهیم گرفت که برای تحلیل کامل تری از سامانه هایی که این ناپایداری در آن ها اتفاق می افتد و در معرض تابش شدیدی قرار دارند، باید تابش را درنظر بگیریم.

هدف این تحقیق بررسی خودگرانش قرص روی دینامیک ذرات گردوغبار است. در این راستا ابتدا دینامیک ذرات گردوغبار را با در نظر گرفتن گرانش ستاره ای مرکزی و نیروی مقاومت سیال بررسی می کنیم. همچنین شکل ذرات گردوغبار را کروی فرض کرده و اندازه ای تمام آن ها را در قرص یکسان در نظر می گیریم.سپس با حل معادلات حرکت ذرات گردوغبار، مولفه های عمودی و شعاعی سرعت را به دست می آوریم. در ادامه با در نظر گرفتن جریان های تلاطمی در قرص توزیع عمودی و به دنبال آن متوسط سرعت شعاعی راکه با شار جرمی خالص در راستای شعاعی در ارتباط است به دست می آوریم.در ادامه حالت ایستا خودگرانش را وارد معادلات کرده و نشان می دهیم که خودگرانش سبب نشست بیشتر ذرات به روی صفحه ای مرکزی و کند شدن آهنگ برافزایش آن به روی ستاره ای مرکزی می شود. همچنین با تحلیل پارامتری نشان می دهیم ک به ازای برخی مقادیر پارامترها این مدل می تواند شکاف ها و حلقه هایی را پیش بینی کند.در انتها با حل معادلات در حالت وابسته به زمان نشان می دهیم که تقریب ایستا برای ذرات کوچک، قرص های پرجرم و نواحی نزدیک به صفحه ای مرکزی و ستاره ای مرکزی معتبر است. نهایتا با رسم نمودارهای مسیر حرکت ذره در راستای عمودی نشان می دهیم که به ازای چه مقادیر پارامتر ورودی حرکت ذره حول صفحه ای مرکزی نوسانی میراست و به ازای چه مقادیری بدون نوسان نشست می کند.

منحنی های هم نور بسیاری از کهکشان های بیضی گون، بیضی هایی هم مرکز و دارای قطر بزرگ هم راستا نیستند، بدین معنی که بیضویت و راستای قطر بزرگ بیضی با شعاع تغییر می کند. به این پدیده پیچش خطوط هم نور گفته می شود که نشان دهنده سه محوری بودن ساختار کهکشان های بیضی گون است. از جمله علل پیچش خطوط هم نور را می توان در فرایند های فیزیکی موجود در محیط بین کهکشان های درون خوشه های کهکشانی، مانند برهم کنش های گرانشی کهکشان ها با یکدیگر، کهکشان ها با خوشه ی کهکشانی و کهکشان ها با محیط خوشه جستجو کرد. خوشه کهکشانی گیسو، نزدیک ترین خوشه ی غنی کهکشانی می باشد. با استفاده از تصویر تهیه شده توسط تلسکوپ int از این خوشه که توان تفکیکی در حدود 0.33 ثانیه ی قوس بر پیکسل دارد، منحنی های هم نور حدود 96 کهکشان بیضی گون و عدسی وار عضو را مطالعه نمودیم و تغییرات پیچش منحنی های هم نور کهکشان ها را با فاصله از مرکز خوشه مورد بررسی قرار دادیم. به این نتیجه رسیدیم که منحنی های هم نور کهکشان های نزدیک به مرکز خوشه (ناحیه ی چگال) دارای پیچش بیشتری نسبت به کهکشان های ناحیه ی بیرونی خوشه هستند. این فزونی پیچش به دلیل وجود مکانیزم های بیشتر فیزیکی تحولی وابسته به محیط در ناحیه ی چگال است. همچنین در ناحیه ای که انتظار نداشتیم، منحنی های هم نور 4 کهکشان دچار پیچش های نسبتاً شدیدی بودند که علت آن می تواند تابش های پرتو ایکس در محدوده ی حضور این کهکشان ها باشد.

هدف این تحقیق بررسی نقش میدان مغناطیسی بر قرص های برافزایشی مغناطیده است. با توجه به شرایطی که می تواند بر قرص ها حاکم باشد میدان مغناطیسی می تواند اثر متفاوتی بر انتقال تکانه زاویه ای و عوامل دیگر بگذارد. در ابتدا در مورد انواع قرص های اخترفیزیکی و سازوکار های انتقال تکانه زاویه ای در آنها بحث می کنیم و همچنین عوامل موثر بر نا پایداری مغناطودورانی یا همان نا پایداری ام آر آی را مورد بررسی قرار می دهیم. در ادامه و در فصل دوم به بررسی نا پایداری مغناطودورانی در حالت استاندارد می پردازیم. در اینجا میدان مغناطیسی را ثابت و فقط در راستای عمود بر قرص فرض می کنیم. با این فرض معادلات را حل می کنیم و به شرط ناپایداری می رسیم که غیر وابسته به میدان مغناطیسی است. فصل سوم به بررسی ناپایداری پراکندگی-دوگانه مقاومتی می پردازد که در ناحیه مرده قرص های پیش ستاره ای اتفاق می افتد. نتایج این بررسی نشان می دهد که این ناپایداری اگر چه ممکن است کاملا آهسته رشد کند اما می تواند نقش مهمی در دینامیک ناحیه مرده بازی کند. در فصل چهارم به تحلیل خطی اثر هال در قرص های پیش ستاره ای می پردازیم. در این فصل با فرضیاتی که می کنیم نشان می دهیم اثر هال باعث ایجاد ناپایداری در بعضی عدد موجها می شود و همچنین نشان می دهیم که حتی میدان مغناطیسی شعاعی، در عدد موجهایی می تواند باعث ناپایداری شود. در پایان نتایج را جمع بندی می کنیم.

ما اثر هدایت گرمایی را روی ساختار و خواص رصدی یک شاره ی برافزایشی مغناطیده ی داغ بررسی کرده ایم. اهمیت هدایت گرمایی در شاره های برافزایشی داغ توسط مشاهدات از گاز داغ اطراف و نزدیک هسته های کهکشانی تائید شده است. برای یک ساختار پایا و با تقارن محوری از چنین شاره هایی یک مجموعه ای از راه حل های خود مشابه را ارائه می دهیم. در این مطالعه ما دوباره راه حل ارائه شده توسط عباسی و همکاران در 2008 را با استفاده از یک شرط فیزیکی بررسی کرده ایم. در این کار، ما یک فضای پارامتری فیزیکی تحت این قید جدید رسم کرده ایم. ما تلاش کرده ایم که بفهمیم چگونه هدایت گرمایی روی ساختار قرص، تابندگی رصدی قرص، طیف و دمای سطحی قرص تحت یک فضای پارامتری فیزیکی اثر می گذارد. ما نشان داده ایم که حضور هدایت گرمایی منجر به کاهش سرعت سمتی، شعاعی و ضخامت عمودی قرص می شود. نتایج ما به روشنی نشان می دهد که دمای سطحی به هدایت گرمایی، میدان مغناطیسی و پارامتر پهن رفت بستگی دارد. هدایت گرمایی در جهت عکس گرادیان دما عمل می کند. تابندگی رصدی قرص کاهش می یابد زمانیکه هدایت گرمایی زیاد است.

در این تحقیق، تحول های خطی و غیر خطی جت های حامل جریان را در یک پیکربندی تناوبی با استفاده از شبیه سازی-های عددی سه بعدی با درجه تفکیک بالا، مورد مطالعه قرار می دهیم. جت های مورد بررسی، با یک نمایه پیچش مغناطیسی متغیر به شدت مغناطیده هستند و تحت عملکرد یک میدان مغناطیسی مارپیچی نیروی- آزاد، بطور اولیه در حالت تعادل می باشند. رشد ناپایداری های بدست آمده از جریان (cdi) و ناپایداری های کلوین-هلمهولتز (khi) با استفاده از سه مورد انتخاب شده مربوط به جت های ایستا، آلفونی و ابرآلفونی، اندازه گیری می شوند. در طول مراحل اولیه، ما تغییرشکل های مارپیچی از جت را در مقیاس بزرگ که به رشد اولیه مد تهییج شده cdi مربوط می شود، مشاهده می کنیم. مقایسه مستقیم بین نتایج شبیه سازی های ما و آهنگ رشد تحلیلی به دست آمده از نظریه خطی، سازگاری خوبی را نشان می دهند، به شرط آن که از الگوریتم های گسسته سازی دقیق و با درجه تفکیک بالا استفاده شود. پس از فاز خطی اولیه، ساختار جت به طور قابل توجهی تغییر می کند، در حالی که جت هایی که به آرامی در حال حرکت هستند، تغییر شکل مارپیچی فزاینده ای را نشان می دهند. از طرفی، لایه های برشی سرعت بزرگتر در یک زمان عبور آلفونی کوچک، شدیدا دچارقطع شدگی می شوند و به سمت یک ساختار شارشی آشفته پیش می روند. به طور کلی، انرژی های جنبشی و مغناطیسی به سرعت به گرما پراکنده می شوند. در طی رژیم اشباع شده، تکانه جت بر روی یک سطح بسیار گسترده که بیشتر جرم جت در آن با سرعت های کوچکتری حرکت می کند، توزیع مجدد می شود. تاثیر این فرآیند با شروع ناپایداری های khi که در سطح مشترک جت و محیط بیرونی اتفاق می افتد، تنظیم می شود. همچنین، این ناپایداری ها می توانند مسئول پدیده هایی همانند: ترمزهای شدید جت و افزودگی - جرم باشند.

در تحقیق نخست به بررسی تأثیر میدان مغناطیسی چنبره ای در ساختار عمودی و نیز ضخامت شاره های برافزایشی پهن رفت غالب می پردازیم. شاره برافزایشی مغناطیده را ایستا و با تقارن محوری در فاز پهن رفت غالب در نظر می گیریم. فرض می کنیم که سازوکارهای مسلط برای اتلاف انرژی، ناشی از دو عامل وشکسانی تلاطمی و پخش مغناطیسی است. در این تحقیق از روش خودمشابه در راستای شعاعی استفاده خواهیم کرد تا وابستگی عمودی کمیات فیزیکی ای چون سرعتهای شعاعی، سمتی و سرعت صوت و آلفن را بیابیم. نتایجی که در این تحقیق به آن می رسیم نشان می دهد که مولفه عمودی نیروی مغناطیسی در جهت مخالف با نیروی گرانش عمل می کند و سبب فشرده تر شدن قرص می شود، یعنی در مقایسه با حالتی که میدان مغناطیسی وجود ندارد باعث کاهش چشمگیری در نیم پهنای قرص می شود. از سوی دیگر، دو پارامتر در مسئله وجود دارد که نقشی موثر در پهنای قرص دارند یکی از آنها به واسطه کنش میدان مغناطیسی بر روی شاره و دیگری ناشی از واکنش شاره در پاسخ به تأثیر میدان مغناطیسی است. اولین پارامتر، "بتا0" است که نشاندهنده شدت میدان مغناطیسی در صفحه استوایی قرص است و باعث کاهش ضخامت قرص می شود و دیگری پارامتر "اتا0" است که پخش مغناطیسی را نشان می دهد و هنگامی که این پارامتر افزایش می یابد سبب افزایش ضخامت شاره می شود. در تحقیق دوم، اثرات میدان مغناطیسی عام بر روی شاره برافزایشی داغ وشکسان- مقاوم را بررسی می کنیم. هر سه مولفه سرعت و میدان مغناطیسی را در مختصات کروی در نظر می گیریم. فرض می کنیم که عوامل اصلی گرمایش شاره مغناطیده، وشکسانی تلاطمی و پخش مغناطیسی است. برای توصیف شاره ای با تقارن محوری پایا، از روش خودمشابه استفاده می کنیم. از الگوی آلفا برای وشکسانی استفاده می کنیم و فرض می کنیم تنها یک مولفه تانسور تنش، مهم است. بنابراین دستگاهی شامل معادلات دیفرانسیل مرتبه اول را بدست می آوریم و با استفاده از تقارن آیینه ای حول استوا، شرایط مرزی لازم را تعیین کرده و سپس دستگاه را با روش عددی حل می کنیم. شرط مرزی برای میدان مغناطیسی را با استفاده از فرض تقارن فرد آن حول استوا تعیین می کنیم.در این تحقیق روی 4 پارامتر تمرکز می کنیم که عبارتند از: "بتا r0" و "بتا فی 0" (مربوط به مولفه های میدان مغناطیسی در استوا)، "اِتا0" (مقاومت مغناطیسی) و n (شاخص چگالی). پاسخهای ما نشان می دهند که قرص به دو منطقه مجزا تقسیم می شود یکی منطقه ای که در آنجا سرعت شعاعی منفی است و دیگری جایی است که سرعت شعاعی مثبت است. شرط مرزی برای وقوع برون ریزش را بزرگتر بودن "بتا فی0" در مقایسه با"بتا r0" برای حالت n>1 یافتیم. نتایج این قسمت نشان می دهند که هرچقدر "بتا r0" کوچکتر و "بتا فی0" ،"اتا0" و n بزرگتر باشند برون ریزش قویتری در سیستم وجود خواهد داشت.

چکیده ندارد.

از آن جایی که تعداد زیادی از ستارگان آسمان را ستارگان دوتایی تشکیل می دهند، درنتیجه این سیستم ها، نمایندگان خوبی برای شناخت ساختار هندسی و فیزیکی و وضعیت تحولی ستارگان می باشند. بنابراین با بررسی و تجزیه و تحلیل داده های نوری و طیفی آن ها می توان پارامترهای هندسی و فیزیکی مؤلفه ها را به دست آورد و نیز وضعیت تحولی آن ها را بررسی کرد. از این رو در مطالعه ی حاضر، داده های نورسنجی سیستم u peg. با استفاده از برنامه ی wilson (2003) مورد تجزیه و تحلیل قرار گرفته اند و پارامترهای هندسی و فیزیکی آن به دست آمده است و از آن جا موقعیت مؤلفه ها روی نمودار hr تعیین شده است. نتایج کار حاضر نشان می دهد که هر مؤلفه ی سیستم 15/5 درصد از حد روچ خود عبور کرده است و رده ی طیفی مؤلفه ی اول g2 و رده ی طیفی مؤلفه ی دوم آن g5 می باشد. از طرفی این نتایج نشان می دهندکه u peg. یک سیستم فوق تماسی است که این مطلب تأییدی بر نتایج محققان قبلی می باشد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.