داده های رصدی جدید مربوط به ابرنواخترهای نوع ia، نتایج wmap و نیز طیف تابش زمینه کیهانی نشان می دهند که عالم ما از حدود 2 میلیارد سال قبل تا کنون در دوره ای از فاز شتابدار انبساط قرار داشته است. مدل استاندارد کیهانشناختی و نسبیت عام که عالم را مملو از فقط ماده معمولی و ماده تاریک سرد می دانند، قادر به توجیه این انبساط شتابدار نیستند. بنابراین کیهانشناسان در صدد توضیح این مسئله از دیدگاه های دیگر برآمدند. آنچه می تواند شتاب انبساط عالم را تضمین کند حضور ماده ای با فشار منفی است. در چارچوب فیزیک ذرات بنیادی یک میدان اسکالر را می توان برای این منظور به کار برد و بر این اساس نظریاتی بر مبنای ایده ی انرژی تاریک پایه ریزی شدند. این نظریه ها، علی رغم پاسخگویی به برخی از مسائلی که نسبیت عام با آن روبرو است، مشکلاتی را نیز به همراه داشته اند. همچنین طرح مدل های ابعاد اضافه در عرصه ی فیزیک ذرات، کیهانشناسان را بر آن داشت تا با ارائه ی مدل های جهان شامه ای، انبساط شتابدار عالم و مسائل دیگر مدل استاندارد کیهانشناختی را توضیح دهند. در این رساله ضمن بررسی چالش های مدل میدان اسکالر فانتومی برای انرژی تاریک، یک مدل جهان شامه ای بر اساس مدل ابعاد اضافه یdgp پایه ریزی می کنیم. ما نشان می دهیم شاخه ی غیر خود شتاب این مدل، قادر خواهد بود تا با استتار دینامیکی ثابت کیهانشناختی روی شامه، فاز فانتوم گونه ی عالم را توصیف کند. این فرایند از طریق نشت و تضعیف گرانش در مقیاس های بزرگ صورت می گیرد. همچنین نشان می دهیم که چگونه می توان با استفاده از اصلاح بخش هندسی نسبیت عام، بدون استفاده از میدان های فانتومی (که مشکلات نظری متعددی به همراه دارند)، رفتار فانتوم گونه ایجاد کرد. در ادامه اثر انحنا را بر این مدل از طریق وارد کردن جمله ی گاوس- بانت مورد ارزیابی قرار می دهیم.

مسأله ی شکل گیری ستارگان از دیر باز مورد توجه اخترشناسان قرار گرفته و نظریه های بسیاری برای پاسخ به آن مطرح شده است. بررسی ها حاکی از آن است که ستارگان از رمبش گازهای موجود در ابرهای چگال به وجود می آیند و ناپایداری حرارتی می تواند عاملی برای به وجود آوردن این رمبش ها به حساب آید. در بررسی ناپایداری حرارتی، به حل معادلات حاکم بر سیستم می پردازند. با توجه به آن که اثر هال موجب تغییر قانون اهم می شود، معادلات حاکم نیز تحت تأثیر قرار خواهند گرفت. بدین منظور به بررسی اثرات ناشی از پخش هال روی ناپایداری حرارتی پرداختیم. در مطالعه ی خطی ناپایداری حرارتی، از بحث اغتشاش استفاده می شود. با وارد نمودن اغتشاش، به حل معادلات حاکم پرداختیم، که منجر به معادله مشخصه ای از درجه هفتم شد. با استفاده از ملاک routh-hurwitz پاسخ های پایدار این معادله را در رژیم هال تعیین کرده و دریافتیم که اثر هال منجر به ملاک جدیدی برای پایداری حرارتی نخواهد شد.

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.

تابش میزری را می توان در نواحی مختلفی از محیط های میان ستاره ای، از جمله در سحابی های سیاره نما، مشاهده کرد. در این تحقیق با استفاده از مدل مونت کارلو، انتقال تابش و شرایط لازم برای تولید میزر در سحابی سیاره نما را مورد بررسی قرار داده ایم. بدین منظور از یک ابر لایه ای یک بعدی استفاده کرده و میزان مولدهای میزر را به صورت پارامتری وارد نموده ایم. نتایج شبیه سازی نشان می دهد که با افزایش مولدهای میزر در یک سحابی سیاره نما، شدت تابش میزری نیز به طور خطی افزایش می یابد. شیب این خط نشان می دهد که درصد شدت میزر تولید شده نسبت به تابش کل خروجی از این ابر گازی لایه ای کمتر از یک درصد می باشد. در نهایت، از مقایسه ی مقدار بدست آمده برای شدت نسبی میزرها، با نتایج رصدی، کسر مولدهای میزر در برخی از سحابی های سیاره نما را تعیین کردیم.

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

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.

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 یکی از ویژگی های جریان های برافزایشی با فرآیند تابشی غیرموثر، پایین بودن مقدار تابندگی این جریان-های برافزایشی می باشد. معمولاً قرص های برافزایشی با تابش غیر موثر در اطراف هسته های فعال کهکشانی و سیستم های دوتایی x-ray شکل می گیرند. احتمال رانده شدن بادهای گرمایی از چنین جریان های داغی وجود دارد.. با فرض این که جریان در راستای شعاع دارای ساختار خودمشابه باشد ساختار عمودی باد و جریان برافزایشی را به صورت توامان حل نموده و آهنگ برافزایش را ارزیابی می نماییم. نسبت آهنگ جریان خروجی به آهنگ برافزایش در محدود? ضرایب وشکسانی برابر یک بدست می آوریم. آهنگ برافزایش، جریان های برافزایشی با فرایند تابشی غیر موثر شدیداً به شعاع وابسته است.

با استفاده از تصاویر رصدی با شفافیت بسیار زیاد آشکار گردید که سحابی های سیاره نما دارای ساختار دانه ای می باشند . در توصیف شکل گیری سحابی های سیاره نما مدل باد ستاره ای پاسخگوی خوبی برای ساختارو تحول آنها می باشد لیکن در توصیف سحابی هایی که ساختار دو قطبی دارند و یا دارایجت ها یا برون ریزی هایی با سرعت های متفاوت می باشند، این مدل نمی تواند کارایی خوبی داشتهباشند. در بررسی شکل گیری سحابی های سیاره نما در فضا دیده شده است که بسیاری از این ساختارها همانند پلاسمای مغناطو هیدرودینامیکی رفتار می کنند . توصیف شکل گیری سحابی های سیاره نما و همچنین توصیف بعضی از ساختارهای موجود در این اجرام سماوی که نمونه بخصوصی از یک پیکربندی پلاسمای مغناطو مغناطو هیدرودینایکی خود سازگار با شارش شعاعی می باشند با استفاده از مدل مغناطو هیدرودینامیک چنبره پلاسمایی روش مناسبی در این بررسی می باشد ، که ما در این پایان نامه قصد داریم آن را انجام دهیم .

برای مطالعه جریان خروجی قرص های برافزایشی، دسته معادلات هیدرودینامیـک را برای قرص های برافزایشی در مختصات کروی (r,?,?) حل کرده تا ساختار واضحی در جهت ? از آن بدست آید. با استفاده از فرضیات خودمشابهی در جهت شعاعی، معادلات را به دسته معادلات دیفرانسیل معمولی (odes) در مختصات ? تبدیل کرده که با شرایط مرزی متقارن در صفحه استوایی به راحتـی حل می شوند و میدان سرعت بدست می آید. ضریب وشکسانی ? وارد شده و از فاکتور پهن رفت f برای ساده سازی معادلـه انرژی استفاده می شود. نتایج نشـان دهنده قرص های لاغر شبه کپلـری برای قرص های شاکورا- سانیو (ssds) و قرص های ضخیم مادون کپلری برای جریان های برافزایشی با پهن رفت غالب (adafs) و قرص های slim می باشند که با مدل های تحلیلی مشهور قبلی در توافق می باشند. سپس ما یک میدان مغناطیسی سمتی وابسته به ? را وارد کرده تا وابستگی ساختار قرص به میدان مغناطیسی را بیابیم. نتایج ما نشان می دهد که جریان خروجی در انواع قرص ها معمول بوده و در جریان های برافزایشی با تابش ناکارآمد که شامل جریان های برافزایشی با پهن رفت غالـب و قرص های slim می شود، قوی تر می باشد. ما همچنین وابستگـی ساختـار قرص به پارامتـرهای ورودی مختلف را بررسـی کرده و به تشریح مفهوم فیزیکـی آن هـا می پردازیم

تردیدی نیست که شناخت ما از ماهیت بسیاری از اجرام نجومی به ویژه طی چند دهه اخیر تحولات شگرفی را پشت سر گذاشته است.یکی از این اجرام قرص های بر افزایشی هستند که ما در این پایان نامه به بررسی و طبقه بندی انها پرداخته و معادلات حاکم بر انها را بررسی می کنیم.سپس با وارد کردن اختلال در انها چگونگی تغییر ان را مورد بررسی قرار داده و در نهایت نمودارهای خروجی را رسم می کنیم.

ما قصد داریم که نظریه ی ستاره های دوار در نسبیت عام را معرفی کنیم. در حالیکه این کاربرد، به وضوح به سمت ستاره های نوترونی ( و اشیاء مرتبط با آن ها، مثل ستاره های کوارک شگفت و غریب) است، این موارد آخر در اینجا مورد بحث قرار نمی گیرند، مگر برای اهداف توضیحی. در عوض، تمرکز، بر روی مبانی نظری قرار داده شده است، همراه با یک بحث مفصل در مورد تقارن های فضا زمان، انتخاب مختصات و استنتاج معادله های ساختار از معادله ی انیشتین. ویژگی های کلی ستاره های دوار ( جرم، تکانه زاویه ای، انتقال به سرخ، مدار ها، و غیره) نیز معرفی می شوند. این مطالبمحدود به ستاره های سیال کامل است.علاوه بر این، پایداری ستاره های دوار، در اینجا مورد بررسی قرار نگرفته است.برای اینکه این نمایش، نسبتاً جامع (برون بی نیاز) شود، یک مرور خلاصه از نسبیت عمومی و فرمالیسم 1+3، در فصل 1 ارائه شده است. برای خواننده ی با تجربه، این می تواند به عنوان یک ارائه ی صرف از نماد های مورد استفاده در متن در نظر گرفته شود. فصل 2 به طور کامل به تقارن های فضا زمان مربوط به ستاره های دوار، یعنی سکون و تقارن محوری اختصاص داده شده است. انتخاب مختصات نیز در این بخش مورد بحث قرار می گیرد. سیستم معادلات دیفرانسیل با مشتقات جزئی که حاکم بر ساختار ستاره های دوار است، برگرفته از معادله ی اینشتین در فصل 3 است، که حل عددی آن نیز مورد بحث قرار می گیرد. در نهایت، فصل 4، مشخصات کلی ستاره های دوار را ارائه می دهد که برخی از آن ها مستقیماً توسط یک ناظر دور، قابل اندازه گیری هستند، مثل انتقال به سرخ. مدارهای دایره ای اطراف ستاره نیز در این بخش مورد بحث قرار می گیرند.

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.

تراکم های کم جرم در داخل هسته های ابر مولکولی مشاهده می شوند که در این مطالعه، اثر ناپایداری حرارتی هم فشار را در تشکیل آن ها بررسی می کنیم. برای این منظور، ابتدا وقوع ناپایداری حرارتی در ابرهای مولکولی را بررسی و سپس به مطالعه ی اهمیت ناپایداری حرارتی هم فشار خطی با فرض تقارن کروی هسته ی ابر مولکولی، می پردازیم. در نظر گرفتن مکانیسم های سرمایش و گرمایش در ابرهای مولکولی نشان می دهد که گرمایش با توجه به پخش دو قطبه می تواند منجر به وقوع ناپایداری حرارتی در یک مقیاس زمانی کوچکتر نسبت به مقیاس زمانی دینامیکی سیستم شود. با استفاده از تجزیه و تحلیل آشفتگی خطی می توان نشان داد که ناپایداری حرارتی هم فشار در مناطق بیرونی هسته ی ابر مولکولی می تواند وجود داشته باشد. علاوه بر این، نتایج نشان می دهد که اختلال با طول موج بزرگتر از چند واحد نجومی با وجود اثر هدایت حرارتی، محیط را ناپایدار می کند به طوری که می تواند به شکل تراکم های کم جرم رشد کند. وجود آشفتگی ناشی از ناپایداری حرارتی هم فشار، چیزی در حدود 115 سال اول ابر مولکولی می تواند به شکل گیری تراکم های کم جرم در داخل هسته های ابر مولکولی کمک کند و پس از آن زمان، عامل دیگری به جز ناپایداری حرارتی باعث تشکیل ساختار سلسله مراتبی ابر، خواهد شد. بنابراین می توان مکانیسم ناپایداری حرارتی را برای توضیح تشکیل تراکم های کم جرم به عنوان جرم اولیه پیش ستاره ی رمبنده، کوتوله ی قهوه ای و یا پیش سیاره مورد استفاده قرار داد.

در این رساله، تحول هسته های چگال کم جرم بررسی شده است. این هسته های چگال بخش بزرگی از هسته های ابرهای مولکولی را تشکیل می دهند که ستارگان کم جرم در آن ها شکل می گیرد. با استفاده از روش های حل نیمه تحلیلی و مجموعه ای از محاسبات عددی تحول هسته کروی خودگرانشی را بدون در نظر گرفتن اثرهای میدان مغناطیسی مورد بررسی قرار داده ایم. در ابتدا با استفاده از نظریه اختلال اثرات گرمایی را در فروریزش اولیه هسته های کم جرم مورد مطالعه قرار می دهیم. برای این منظور نوسانات حجمی هسته ای خودگرانشی را در نقطه ناپایداری گرانشی درنظر می گیریم که تحت اثر آهنگ های گرمایشی پرتوهای کیهانی و سرمایشی گاز قرار دارد. نشان می دهیم که چگونه هسته های بی ستاره کم جرم غیرهمدما که در ابتدا دارای حالت پایداری مرزی می باشد تحت انقباض قرار می گیرد. نتایج نشان می دهد که حالت تعادل با معادله حالت پلی تروپ بیان می شود. با ساده سازی درنظر گرفته شده، فشارهای اختلالی مرتبه اول و مرتبه دوم نیز توسط معادلات حالت پلی تروپ توصیف می شوند. اگرچه اختلالات در مدل ابرمان با سرعت های مختلف برای مقادیر مختلف شاخص پلی تروپ حرکت می کنند. اما در تمامی حالات، ابر تحت یک فروریزش فروصوتی شتابدار قرار می-گیرد. این نتایج نشان می دهند که یک هسته بی ستاره می تواند به طور فروصوتی برای زمان های نسبتا طولانی، قبل از ورود به حالت فروریزش واقعی، منقبض شود که با نتایج رصدی مطابقت دارد. در ادامه، با استفاده از شبیه سازی های عددی فروریزش وابسته به زمان یک ابر همدما دارای مرز باز را در چارچوب یک شارش کروی متقارن مورد بررسی قرار می دهیم. گاز از سراسر این مرز ثابت بطور فروصوتی تا نقطه شکل گیری ستاره و یا حتی بعد از آن شارش می-کند. شرایط اولیه را به صورت حالت های نزدیک به حالت تعادل در نظر می گیریم. با این شرایط اولیه در می یابیم که سرعت های درونی برای زمان های طولانی به صورت فروصوتی باقی می ماند و ابر از بین حالت های نزدیک به حالت تعادل تحول می یابد که با نتایج رصدی مطابقت دارد. اما لحظه کوتاهی قبل از شکل گیری ستاره، سرعت ها به صورت فراصوتی در می آیند و ناحیه ای که شار فراصوتی را در بردارد به سرعت به سمت بیرون گسترش می یابد، به طوری که در زمانی که ستاره جرم نهایی خود را بدست آورده است نقطه صوتی تقریبا به نیمه های ابر رسیده است. در نتیجه آهنگ برافزایشی که پیش ستاره را بوجود می آورد بسیار بزرگتر از از مقدار است، که c_s سرعت صوت در هسته چگال می باشد. وجود سرعت های فراصوتی تا نیمه ابر و افزایش ناگهانی تابندگی نتایجی است که با مشاهدات رصدی مطابقت ندارد. این عدم تطابق در تحقیقات انجام شده توسط سایر محققان، صرفنظر از شکل و شرایط مرزی مورد انتخاب، نیز دیده می شود. از آنجایی که فرایند شکل گیری ستارگان فرایندی شبه استاتیکی می باشد نیازمند مدل های جدیدی هستیم که بتواند پاسخگوی مغایرت های موجود باشد.

هدف از انجام این رساله تحقیق اثر میدان های مغناطیسی بر دینامیک ابرهای مولکولی رشته ای مغناطیده می باشد. ما برای انجام این کار، ابر مولکولی رشته ای با تقارن استوانه ای که دارای دو مولفه ی سمتی و محوری میدان مغناطیسی می باشد، درنظرمی گیریم. در مقایسه با کارهای انجام شده ی قبلی، مهمترین ویژگی این کار تحلیل به روش خودمشابهی سیستم بدون تعریف یک تابع ساده برای میدان مغناطیسی و چگالی می باشد. ما اثر میدان مغناطیسی را با دو مولفه ی سمتی و محوری بر فروریزش رشته بررسی می کنیم و نشان می دهیم که میدان مغناطیسی اثری ترمزی بر فروریزش دارد. با افزایش شدت میدان مغناطیسی، سرعت فروریزش کاهش می یابد که سازگار با مطالعات قبلی می باشد. ما بدست آوردیم که میدان مغناطیسی با نزدیک شدن به نواحی مرکزی رشته، تمایل به هم جهت شدن با محور رشته را دارد. همچنین اندازه و جهت میدان مغناطیسی به اندازه و جهت میدان مغناطیسی در نواحی بیرونی بستگی دارد. علاوه بر این نشان دادیم که هر چقدر انرژی بیشتری از رشته خارج شود، سرعت فروریزش افزایش می یابد.

برافزایش فرایندی است که در طی آن یک جرم چگال به کمک نیروی گرانش خود موادی را که در اطرافش وجود دارند به دام می اندازد. این فرایند عاملی برای استخراج انرژی گرانشی جرم فشرده محسوب می شود. زمانیکه مولکول های گاز حول یک جسم چگال مرکزی با پتانسیل گرانشی قدرتمند در مدارهایی دایروی در حال چرخش باشند، می توانند در یک مسیر مارپیچی شکل، به سمت جسم مرکزی حرکت کرده و اصطلاحا فروریزش کنند، که این امر در صورتی امکان پذیر می باشد که انرژی مولکول های گاز و تکانه زاویه ای ناشی از حرکت در مدار دایروی آن ها بنابر عواملی مانند وشکسانی، تابش و ... از آن ها گرفته شود. برافزایش گاز بدرون ستاره ی فشرده ای با جرمی در حدود جرم خورشید می تواند منبع انرژی چشمه های پرتو ایکس دوتایی باشد.اعتقاد بر این است که در مقیاس های بزرگتر مثل کوازارها و هسته-های فعال کهکشانی نیز عامل اصلی گسیل اشعه های پرانرژی، برافزایش بدرون سیاه چاله های فوق سنگین می باشد. در این پایان نامه با درنظر گرفتن وشکسانی بعنوان عامل اصلی انتقال اندازه حرکت زاویه ای به بررسی چگالی سطحی دیسک برافزایشی می پردازیم. با فرض چرخش کپلری و با درنظرگرفتن پتانسیل نیوتونی به بررسی مسئله می پردازیم ، و فرض می کنیم که سرعت چرخشی خیلی بزرگتر از سرعت شعاعی دیسک باشد و دیسک ازنظر هندسی نازک باشد. با توجه به اینکه وشکسانی جنبشی به شعاع وچگالی سطحی وابسته است، به بررسی چگالی سطحی دیسک برافزایشی می پردازیم، و از راه حل خود-مشابه ای برای حل مسئله استفاده می کنیم. در انتها معادله ای برای چگالی سطحی بدست می آوریم و رفتار آن را تحلیل می کنیم

جهت مطالعه جریان خروجی قرص های برافزایشی، دسته معادلات هیدرودینامیـک را در مختصات کروی (r,?,?) می نویسیم، تا پس از حل این معادلات ساختار واضحی در جهت ? از انواع قرص های برافزایشی بدست آید. از فرضیات خودمشابهی در جهت شعاعی استفاده می کنیم، معادلات را به دسته معادلات دیفرانسیل معمولی (odes) تبدیل کرده که با شرایط مرزی متقارن در صفحه استوایی حل شده و متغیرهای فشار و چگالی و میدان های سرعت بدست می آیند. از وشکسانی مدل ? استفاده می کنیم و از فاکتور پهن رفت f برای ساده سازی معادلـه انرژی بهره می بریم. نتایج نشـان دهنده قرص های لاغر شبه کپلـری برای قرص های شاکورا- سانیو (ssds) و قرص های ضخیم مادون کپلری برای جریان های برافزایشی با پهن رفت غالب (adafs) و قرص های slim می باشند که با مدل های تحلیلی مشهور قبلی در توافق می باشند. در ادامه یک میدان مغناطیسی سمتی وابسته به ? را وارد کرده وفرایند پخش دوقطبه را وارد معادلات می کنیم تا وابستگی ساختار قرص های مختلف در حضور این عوامل را بررسی کنیم. در قرص های استاندارد با فشار گاز غالب شاهد افزایش قابل توجه ناحیه جریان خروجی یا همان باد هستیم، این در حالی است که در قرص های استاندارد با فشار تابشی غالب ناحیه جریان خروجی نسبت به حالت بدون میدان تغییر کمی داشته و اندکی کوچک تر شده است. در قرص های adaf و slim نیز جریان خروجی کوچک تری مشاهده می شود، البته نسبت به اندازه قرص مقدار آن قابل توجه می باشد

در این پژوهش به بررسی ناپایداری حرارتی در جو خوشید می¬پردازیم. بدین منظور در ابتدا ساختار خورشید و جو آنرا به¬طور خلاصه توضیح داده، سپس برخی از پژوهشهایی که تاکنون در این زمینه صورت گرفته را معرفی کرده و سپس فرایندهای گرمایشی، سرمایشی وناپایداری حرارتی را توضیح می¬دهیم. در نهایت با استفاده از داده¬های تجربی از جو خورشید و با بدست آوردن تابع سرمایش خالص (?) نشان دادیم که در جو خورشید ناپایداری حرارتی وجود دارد و در نهایت مناطقی را که از نظر حرارتی ناپایدار هستند را تعیین کردیم.

طبق رصدهای انجام شده از ابرهای مولکولی، یک توزیع چگالی ناهمگن با گستره ای از مقیاس ها رویت شده است. با توجه به محاسبات انجام شده، این امر را نمی توان ناشی از ناپایداری گرانشی دانست و پیشنهاد شده که ناپایداری حرارتی می تواند در تشکیل چنین ساختارهایی موثر باشد. برای این منظور، ناپایداری حرارتی یک ابر مولکولی نوعی را با در نظر گرفتن فرآیندهای پخش دوقطبه و اثر هال مورد بررسی قرار دادیم. در کارهای پیشین، اثر پخش هال به صراحت در نظر گرفته نمی شد، زیرا فرض بر این بود که الکترون ها و یون ها با هم حرکت می کنند. تجزیه و تحلیل خطی نشان داد که محدوده پایداری و آهنگ رشد مدهای ناپایدار شدیداً به نسبت مقیاس زمانی انتشار امواج صوتی به مقیاس زمانی فرآیند های پخشی بستگی دارد. زمانی که مقیاس زمانی پخش هال بزرگتر از (و یا از مرتبه) مقیاس زمانی انتشار امواج صوتی می باشد، تغییر قابل ملاحظه ای را برای آهنگ رشد مشاهده نخواهیم کرد؛ در غیر این صورت، افزایش چشمگیری را برای آهنگ رشد اختلالات به علت حضور پخش هال خواهیم داشت. همان طور که مقیاس زمانی انتشار امواج صوتی بزرگتر از مقیاس زمانی مکانیسم های پخشی می شود، عدد موج اختلالاتی که به ازای آن آهنگ رشد به بیشینه مقدار خود می رسد به سمت مقادیر کوچکتر (طول موج های بلندتر) جابه جا می شود. بنابراین در مقایسه با حالت ایده آل (زمانی که اثرات غیرایده آل به حساب آورده نمی شوند)، محتمل ترین ساختارهایی که به واسطه ناپایداری حرارتی شکل می گیرند، کپه های بزرگتر خواهند بود. نتایج نشان می دهند که اثر پایدار کننده میدان مغناطیسی به واسطه فرآیندهای پخشی به شدت کاهش می یابد و می توانیم نتیجه بگیریم که ساختارهایی در امتداد خطوط میدان مغناطیسی شکل می گیرند. همچنین دریافتیم که محدوده پایداری به واسطه انبساط پس زمینه افزایش می یابد و خودگرانشی دارای اثری پایدار کننده روی مد هم فشار می باشد.

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.

در این پایان نامه اثر رسانش گرمایی با وارد کردن فرایند پخش دوقطبه در حالت تحت غلبه پهن رفت بررسی شده است. معادلات هیدرودینامیک را در مختصات کروی نوشته و از وشکسانی مدل الفا استفاده کردیم.

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

در مطالعات انجام شده روی ناپایداری قرص های برافزایشی مغناطیده با میدان مغناطیسی قوی، مشاهده شده است که ناپایداری mti در قرص های با میدان مغناطیسی قوی، اجرا می شود و مد ناپایدار آن کاندیدای مناسبی برای تولید وشکسانی در این سیستم هاست. مطالعات نشان داده است که این مد ناپایدار در نتیجه ی حضور برخی خواص پلاسما در سیستم مانند ضریب نرنست، ظاهر می شود. در این مطالعات از اثرات وشکسانی در mti صرف نظر شده است. در این پایان نامه ما اثر وشکسانی را روی ناپایداری mti در نظر می گیریم. بنابراین معادلات مگنتو هیدرودینامیک در حضور وشکسانی بازنویسی شدند. سپس تحلیل اختلال خطی را مورد استفاده قرار دادیم. معادلات مختل شده را استخراج کرده و با استفاده از آنها معادله پاشندگی را بدست آوردیم. معادله پاشندگی را با استفاده از روش عددی حل کردیم. نتیجه ی این محاسبات نشان داده است که در حضور وشکسانی، آهنگ رشد ناپایداری mti، افزایش می یابد. همچنین نتایج نشان می دهد که اثرات وشکسانی در سیستم های با میدان مغناطیسی قوی، مشهود تر است. آهنگ رشد در سیستم های با پارامتر بتا بزرگ تر، بیشتر افزایش می یابد. اثر وشکسانی روی آهنگ رشد ناپایداری mti در قرص های برافزایشی با وشکسانی کم، قابل صرف نظر کردن می باشد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

یکی از مسائل حل نشده فیزیک نظری فرمولبندی کامل نظریه گرانش کوانتومی است. سیاهچاله ها مثالهای بارزی از سیستمهای گرانش کوانتومی می باشند که شناخت ساختار و تحول آنها راه مناسبی برای رسیدن به درک عمیقتری از ساختار کوانتومی فضازمان است. یکی از مسائلی که در بحث فیزیک سیاهچاله ها هنوز به طور دقیق حل نشده است مسئله فاز نهایی تبخیر سیاهچاله و اطلاعات گم شده است. پس از پردازش نظریه تبخیر سیاهچاله ها توسط هاوکینگ، تلاشهای متعددی برای درک این اثر کوانتومی صورت پذیرفته است. افرادی چون ویلچک و همکارانش این تابش را به صورت تونل زنی کوانتومی از افق رویداد سیاهچاله درنظر گرفتند. با این وجود نظریه آنها به دلیل بی جرم بودن ذرات گسیلی و نیزعدم وجود همبستگی بین این ذرات (مدهای تابش) در فرایند تبخیر، نظریه کاملی نبوده است. در این رساله مسئله تبخیر سیاهچاله ها، فاز نهایی این فرایند و امکان وجود همبستگی بین مدها و نیز معمای اطلاعات گمشده در یک زمینه ناجابجایی مورد مطالعه قرار می گیرند. با استفاده از ایده های مربوط به هندسه ناجابجایی، فرمولبندی کاملی از ترمودینامیک سیاهچاله ها ارائه می نماییم. در این فرمولبندی به مسائل حل نشده ای چون همبستگی بین مدهای مختلف قبل و بعد از تابش و معمای اطلاعات گمشده می پردازیم. در بخش دیگر با جرم دار کردن مدهای گسیلی امکان وجود همبستگی بین این مدها را بررسی می کنیم. در پایان فرمولبندی خویش را به مدلهای شامه ای عالم، تعمیم می دهیم.

در این پایان نامه تحول زمانی جریان برافزایشی در حضور میدان چنبره ای مغناطیسی در دو مدل پلی تروپ و غلبه پهن رفت مورد تحقیق قرار گرفته است. در مدل پلی تروپ، معادله پلی تروپ را جایگزین معادله انرژی نموده ایم، ولی در مدل با غلبه پهن رفت معادله انرژی را مورد استفاده قرار می دهیم. در مدل با غلبه ی پهن رفت جریان دارای بازده تابندگی خوبی نمی-باشد و کسری از انرژی تولید شده توسط فرآیندهای اتلافی در سیال محبوس می شود و با مواد بر روی جسم مرکزی برافزایش می کند. در هر دو مدل فرض کرده ایم که تلاطم وشکسانی عهده دار انتقال تکانه ی زاویه ای می باشد و توصیف آلفا را برای ضریب سینماتیک وشکسانی انتخاب نموده ایم. معادلات جریان برافزایشی در یک مدل یک بعدی حل شده اند که از وابستگی ارتفاعی جریان چشم پوشی شده است. ما به منظور حل معادلات حاکم شده بر رفتار دینامیکی جریان برافزایش، روش خود مشابهی را استفاده کرده ایم. پاسخ خود مشابهی بدست آمده چندین بینش در دینامیک جریان برافزایشی فراهم می آورد و از محدودیت های خود مشابهی ایستا اجتناب می کند. اثر میدان مغناطیسی چنبره ای با یک متغیر اضافی β= pmag/pgasاست، کهpmag و pgas به ترتیب فشار مغناطیسی و فشار گاز می باشند. همچنین برای بررسی اثر پهن-رفت بر روی چنین سیستم هایی پارامتر را تعریف نموده ایم که بیان کننده کسری از انرژی است که با مواد بر روی جسم مرکزی برافزایش می کند. پاسخ های بدست آمده در هر دو مدل یک نقطه حول صوتی را نشان می دهند که این نقطه بطور چشمگیری با قوی تر شدن میدان مغناطیسی چنبره ای به جسم مرکزی نزدیکتر می شود، درحالیکه پارامتر پهن رفت اثری جزئی بر روی آن دارد. همچنین با قویتر شدن میدان مغناطیسی و افزایش پارامتر ابعاد قرص کاهش می یابد و قرص فشرده می شود. در مدل پلی تروپ بصورت تحلیلی نشان داده شده است که سرعت شعاعی تابعی از سرعت آلفن می باشد. در مدل پلی تروپ جریان دارای چرخش دیفرانسیلی می باشد و در تمامی شعاع ها زیرک‍پلری است. در مدل جریان برافزایش با غلبه پهن رفت نیز جریان دارای چرخش دیفرانسیلی می باشد و در نواحی داخلی زیرکپلری و در نواحی خارجی ابرکپلری می باشد.

مدل های تورمی علاوه بر حل مشکلات مدل استاندارد قادر به توجیه شکل گیری ساختارهای موجود در عالم توسط اختلالات اولیه می باشند. بنابراین می توان مدل های تورمی را یکی از موفق ترین مدل های کیهان شناختی عالم اولیه در نظر گرفت. به عنوان مثال پرتوهای تابش زمینه کیهانی می توانند شواهدی از این مدل ها را در خود داشته باشند. اما با این وجود، به علت نارسایی های متعددی که در این مدل ها وجود دارد، مدل های دیگری نقش مکمل را در کنار این مدل کیهان شناختی ایفا می کنند. هدف این پروژه بررسی مدل های تورمی در مدل های جهان شامه ای می باشد. مدل های جهان شامه ای که یکی از مباحث عمیق در کیهانشناخت نوین می باشد، امروزه توجه بسیاری از افراد را به خود جلب کرده است. در این رساله با انتخاب مدل جهان شامه ای dgp ، مدل های تورمی را در حالیکه میدان تورمی اینفلاتون دارای جفتیدگی ناکمینه با گرانش القایی بر روی شامه می باشد، مورد بررسی قرار می دهیم و نتایج کیهانشناختی آن را به تفصیل مورد مطالعه قرار می گیرند. سپس برای داشتن یک مدل کیهان شناسی کامل که در برگیرنده حد بالای انرژی و حد پایین انرژی به طور همزمان باشد، جمله گاوس- بانه را به عنوان تصحیح حد بالای انرژی در کنش توده شامل می شویم. با استفاده از قیدهای ناشی از داده های رصدی می توان به کیهان شناخت جدید و عمیقی در این زمینه دست یافت. در انتها با مطالعه اثرات اختلالی با در نظر گرفتن گرانش القایی اصلاح شده بر روی شامه در حالت مدل تورمی داغ، مطالعه خود را در زمینه مدل های تورمی تکمیل می کنیم.