در این تحقیق، دینامیک ساختار ایستا و تقارن محور سیال برافزایشی وشکسان در میدان گرانش یک جسم فشرده ی ساکن و یک جسم آرام چرخان مطالعه شده است. در حالت خاص تقریب قرص نازک، صرفنظر از خودگرانش قرص، معادلات مغناطو سیال نسبیتی را در هندسه ی شوارتزشیلد و در هندسه ی کر استخراج می نماییم. در هر دو هندسه، ابتدا یک مجموعه جواب تحلیلی خودسازگار برای معادلات کاملا نسبیتی سیال نامغناطیده بدست می آوریم. سپس با استفاده از این جوابها، جوابهای مناسبی برای سیال مغناطیده (بصورت جوابهای قبلی بعلاوه ی جملاتی شامل میدانهای الکترومغناطیسی و توابع بدون بعد مجهول) در نظر می گیریم. اگر پلاسما دارای رسانندگی بینهایت و یا مقاومت وی‍ژه صفر باشد، هیچ میدان مغناطیسی خارجی نمی تواند به قرص نفوذ نماید. اما خطوط مغناطیسی نیرو بواسطه ی حضور رسانندگی متناهی می توانند به قرص برافزایشی نفوذ کنند. بنابراین، اگر پلاسما دارای رسانندگی متناهی باشد ساختار میدان مغناطیسی دوقطبی ستاره مرکزی درون قرص تغییر خواهد کرد. این حالتی است که ما برای سیال مغناطیده ی اطراف سیاهچاله ی چرخان فرض کرده ایم. همچنین تنش مغناطیسی، جانشین تنش وشکسانی در الگوی قرصهای استاندارد می شود و تکانه زاویه ای را از قرص جدا می نماید.

فوکو در سال 2006 مقاله ای را ارائه داد که در آن اثر میدان مغناطیسی چنبره ای را بر روی یک قرص برافزایشی با ضخامت اپتیکی بالا با وجود وشکسانی در نظر گرفت . وی فرض کرده بود که از قرص در برابر جرم سیاهچاله مرکزی بتوان صرف نظر کرد و نیز شرط عدم وابستگی به زمان برای قرص و تقارن محوری را نیز در نظر گرفته بود. معادلات مگنتو هیدرودینامیک را در مختصات استوانه ای بدلیل نازکی قرص حل کرد .از طریق روش خود مشابه که نارایان ویی ارائه داده بودند? سرعت را در راستاهای شعاعی وسمتی برای اینگونه سیستم ها بدست آورد. در سال 200? منئو در مقاله ای اثر هدایت اشباع شده را برروی یک قرص داغ مطرح کرد . او با استفاده از روش نارایان ویی سیستمی با هدایت گرمایی اشباع شده وبا وجود برخوردهای ضعیف را مورد بررسی قرار داد و دریافت که میدان مغناطیسی بشدت باعث محدودیت برای هدایت گرمایی در شاره داغ می شود؛ اما این نظریه را با عدم قطعیت بیان کرد. در همان سال شادمهری وهمکانش اثر هدایت گرمایی را برروی قرص های داغ بدون وجود میدان مغناطیسی بررسی کردند . آنها فرایند گرمایش را در قرص های برافزایشی تابشی با ضخامت اپتیکی بالا بررسی کردند و بیان کردند که در این گونه سیستم ها بدلیل وجود وشکسانی وانرژی انتقالی به صورت هدایت گرمایی باعث سرد شدن قرص می شود. آنها برای جریان های برافزایشی از روش خود مشابه استفاده کردند وسرعت های چرخشی وشعاعی مورد نظر را زیر کپلری در نظر گرفتند. نتیجه ای آنها این بود? با افزایش هدایت گرمایی در قرص سرعت زاویه ای کاهش وسرعت شعاعی افزایش پیدامی کند. بنرجی و همکارانش نقش یک میدان مغناطیسی چنبره ای را در تعادل یک قرص ضخیم بررسی کردند. آن ها فرض کرده بودند که مواد درون قرص خنثی هستند و در اطراف یک جسم فشرده می چرخند. از اثر خودگرانش و فرایندهای اتلافی همچون وشکسانی و تابش صرفنظر کردند و قرص را غیربرافزایشی و مغناطیده درنظر گرفتند. آن ها شرط های ایستا بودن قرص و تقارن محوری را نیز وارد کردند و معادلات مغنطوهیدرودینامیک را در یک مختصات قطبی کروی متصل به جسم غیرچرخان مرکزی حل کردند. قنبری و عباسی نیز از همین فر ضها استفاده کردند و تأثیر خودگرانش را با استفاده از روش خودمشابه بر قرص های ضخیم بدست آوردند. با وارد شدن تأثیر خودگرانش، معادله ی پواسون نیز به مجموعه ی روابط افزوده می شود. ما نیز در این پایان نامه سعی کردیم اثر خود گرانش را بر قرص نازک چرخان مغناطیده چنبره ای با ضخامت اپتیکی بالا درحضور هدایت گرمایی در اطراف جرم مرکزی برای الگوی وشکسانی بتا بررسی کنیم. در این کار با شرط ایستا بودن قرص وتقارن محوری و اینکه حرکت از نوع زیر کپلری است ? کار را شروع می کنیم ومعادلات mhd را حل می کنیم.

رساله حاضر 16 مورد از مهم ترین تقابل های ادّعا شده میان قرآن و علم را گزینش نموده و به بررسی تفصیلی آنها می پردازد. گزاره های مزبور عبارتند از آفرینش شش روزه آسمان ها و زمین ، هفتگانه و طبقه طبقه بودن آسمان ها ، امکان شکاف برداشتن آسمان ، امکان افتادن آسمان بر زمین ، حرکت خورشید در فلک ، غروب خورشید در چشمه ای داغ یا گل آلود ، رجم شیاطین واجنّه با شهاب های آسمانی ، ریزش تگرگ از کوههایی در آسمان ، مسطّح انگاشتن زمین ، ساکن انگاشتن زمین ، تقدّم خلقت زمین بر آسمانها، وجود زمین های هفت گانه، زوجیّت همه موجودات، استقلال خلقت انسان از دیگر انواع، اختصاص جنسیت دانی جنین به خداوند و خروج منیّ از میان کمر و استخوانهای سینه.» (8 گزاره نخست به آسمان و اجرام آسمانی،4 گزاره بعد به زمین و 4 گزاره پایانی به موجودات زنده ارتباط می یابند. ) در مورد گزاره هایی از این سنخ، برخی برآنند که خداوند برای ابلاغ وجا انداختن پیام خود از باورهای علمی معهود در نزد مخاطبان اولیه وحی بهره برده است. هر چند که پاره ای از این باورها با واقعیت امر تطابق نداشته اند. برخی دیگر نیز بر آن شده اند که اساساً خداوند از آسمان برای انسان کتابی فرو نفرستاده است، بلکه این انسان بوده که در زمین به جستجوی حقیقتی غایی و مطلق برآمده و در این راه به تجارب و آموزه هایی متعالی - والبته خطاپذیر- دست یافته است. به باور این قلم، منزّه دانستن قرآن از گزاره های کاذب وخلاف واقع ، پیامد منطقی تصدیق آن به عنوان کلام باری است. در نتیجه دو پیش فرض یاد شده در ترازوی قرآن باوران وزنی ندارند. با این همه از تلاش برای بازسازی فهم عرفی مخاطبان اولیه وحی گریزی نیست. چرا که خداوند در قرآن با ذات خود نجوا نمی کند، بلکه با انسان سخن می گوید. اگر خداوند با انسان سخن می گوید، نمی تواند بیرون از تاریخ بایستد و سخن بگوید. چرا که هیچ زبانی فرا تاریخی نیست، بلکه ارتباط زبانی در یک بافت تاریخی و در یک زمان ومکان معین قابل تعریف شدن است. ارتباط زبانی به معهودات ذهنی مخاطب تکیه دارد و فرایندی کاملاً دوسویه است . بدینسان قرآن مبین از الفاظ وجملات خود، معانی یا مصادیقی را اراده نمی فرماید که امکان فهم آن برای مخاطبان مستقیمش وجود نداشته باشد. از دیگر سو ممکن است که ملاحظه ظرف تاریخی نزول وپیشینه و زمینه آموزه های قرآن ، حلّ تقابل های مطرح شده را با دشواری روبرو سازد. برخی بر این باورند که هر گاه علم قطعی با ظاهر آیه ای موافق نباشد، می توان از ظاهر آن دست کشید و تأویل آن را معتبر شمرد. راقم این سطور، بدون داوری در صحت یا سقم این مبنا ، استفاده از آن را در صورت ضرورت و برای برونشد از اشکال های مفروض ، متعیّن دانسته است.

در این کار ‎تاثیر‎ خودگرانش عمودی بر ساختار دینامیکی قرص های برافزایشی پهن رفت غالب ‎‎lr{(adafs)}‎‎ در اطراف ‎‎‎اجرام مرکزی با استفاده از روش خود مشابه مورد بررسی قرار می گیرد. قرص را پایا‎، دارای تقارن محوری و از نظر هندسی باریک در نظر گرفته ایم. همچنین قرص متلاطم و دارای وشکسان تلاطمی است. فرض می کنیم که انرژی اتلافی ناشی از وشکسانی تلاطمی در تعادل با انرژی های تابشی و پهن رفتی باشد و میدان مغناطیسی قرص ساختار چنبره ای داشته باشد. نتایجی که بدست آورده ایم نشان می دهد افزایش پارامتر خودگرانش ‎$ d(=2‎frac{m_d}{m_*})‎ $‎ تا مقدار ‎$ ‎d=2‎ $‎( زمانی که جرم قرص و جرم ستاره مرکزی برابر شوند)، منجر به کاهش محسوس در ضخامت قرص می گردد. برعکس افزایش میدان مغناطیسی باعث ضخیم تر شدن قرص می شود.

در این تحقیق دینامیک یک قرص برافزایشی نازک و ایستا در اطراف سیاه چاله ای چرخان و فاقد بار الکتریکی را بررسی می کنیم. برای هندسه ی فضا-زمان از متریک کِر استفاده می کنیم. ابتدا معادلات نسبیّت عامی قرص را به دست می آوریم. در ادامه با روشی تقریبی بردار هم وردای سرعت را در دستگاه مختصات موضعاً غیر چرخان به دست می آوریم. سپس مولفه های تانسور لغزندگی نسبیتی را در تمام دستگاه های مختصات(دستگاه مختصات موضعاً غیر چرخان, دستگاه مختصات بویر-لیندکویست و دستگاه مختصات متصل به شاره) محاسبه می کنیم. این محاسبات نشان می دهد که تانسور لغزندگی در دستگاه مختصات متصل به شاره, دو مولفه ی غیر صفر دارد(در کارهای گذشته فرض می شد که مولفه ی r-?تنها مولفه ی غیر صفر تانسور لغزندگی است ولی محاسبات ما نشان می دهد که مولفه ی r-t تانسور لغزندگی نیز غیر صفر است). با استفاده از مولفه های تانسور لغزندگی معادلات قرص را به صورت تحلیلی حل می کنیم. سپس چهار بردار سرعت و چگالی را در دستگاه مختصات موضعاً غیر چرخان و دستگاه مختصات بویر-لیندکویست به دست می آوریم. دواثر نسبیّت عامی در این رساله قابل مشاهده و بررسی است: اثر کشش چهار چوب و اثر مولفه ی r-t تانسور لغزندگی. اثر کشش دستگاه با مقایسه ی چهار بردار سرعت دستگاه مختصات بویر-لیندکویست با چهار بردار سرعت دستگاه مختصات موضعاً غیر چرخان قابل مشاهده است. منشاء اصلی مولفه ی r-t تانسور لغزندگی تاخیر زمانی است. اثر این مولفه ی تانسور لغزندگی با مقایسه ی نمودارهایی که با حذف این مولفه رسم می شود با نمودار هایی که با در نظر گرفتن این مولفه رسم می شود مشاهده می شود. هر چه به سیاه چاله نزدیکتر می شویم اهمیت این دو اثر نسبیّی نمایان تر می شود. بنابراین برای بررسی قرص های اطراف سیاه چاله ها استفاده از محاسبات و روابط نسبیّت عامی ضروری است.

دراین تحقیق، شکل گیری جتهاوجریانهای خارجی از یک قرص برافزایشی مغناطیده در حضور پخشی مغناطیسی رامورد مطالعه قرارمی دهیم.با استفاده از کد pluto معادلات وابسته به زمان مغناطوهیدرودینامیکی ،درحضورپخشی مغناطیسی را حل نموده و تحول قرص وجت رابه صورت همزمان بررسی می نماییم. سوال اصلی که در این تحقیق به آن پرداخته می شود این است که ،چه نوع قرصهایی تولید جت می کنند و چه انواعی نمی توانند. به طور خاص، بررسی خواهیم کرد که چگونه بزرگی و توزیع پخشی مغناطیسی تلاطمی،بر انتقال ماده به جت و شتاب گرفتن جت تاثیر می گذارد. الگویی که برای پخشی مغناطیسی اعمال می کنیم، بر پایه توصیف آلفا بوده،اما بعلاوه، اثر افزایش مقیاس ارتفاع پخشی رانیز بررسی می کنیم، به طوریکه در برخی از نمونه ها مقیاس ارتفاع پخشی ازمقیاس ارتفاع حرارتی بیشتر می باشد. همچنین،بررسی می کنیم که چگونه شدت میدان مغناطیسی بر میزان بازدهی انتقال ماده از قرص به جت اثر می گذارد. به عنوان یک نتیجه کلی ،مشاهده می کنیم که یک جریان ماده قوی و پیوسته از بخش داخلی قرص شکل گرفته و به صورت یک جت همگرا شده ،وبسیار سریع توسعه می یابد. براساس نتایج شبیه سازیها، مشاهده می شود که حدود 10-50% از مواد برافزایشی می توانند به جریان خارجی منتقل شوند. در شرایط 1) قرص با پخشی مغناطیسی پایین 2) میدان مغناطیسی قوی 3) پخشی قطبی وار پایین 4) درجه تفکیک شبکه ای پایین (پخشی عددی بالا)، میزان انتقال ماده به جریان خارجی افزایش یافته که منجر به شکل گیری جتهای پرجرمتر می گردد. همچنین، سرعت مجانبی وسرعت چرخشی جت باتوجه به شرایط مختلف شکل گیری جت را مورد بررسی قرار می دهیم. در شبیه سازیهای انجام شده، به مقدار همگرایی کمتری نسبت به مطالعات قبلی ،دست می یابیم که احتمالا به دلیل ،شرط مرزی خاصی است که در مرز بیرونی شعاعی به کار برده ایم.

با پبشرفت ابزارهای رصدی در طول موج های بلند مشخص شد که دسته ی خاصی از قرص های پیش سیاره ای وجود دارند که دارای حفره ای در ناحیه ی میانی هستند. از آنجا که تصور می شود این قرص ها مرحله ی بین قرص پیش سیاره ای و قرص نخاله باشند، آنها را گذارقرص می نامند. مشاهدات اخیر آشکار ساخته است که در لبه ی خارجی تعدادی از این گذارقرص ها ساختارهایی نامتقارن وجود دارند. یک سیاره ی پرجرم هم می تواند حفره را شکل دهد و هم نامتقارنی ها را از دو طریق بیضی کردن لبه ی خارجی حفره یا ایجاد گرداب بوجود آورد. ما تفاوت این دو ساختار نامتقارن را برای وشکسانی های مختلف قرص و جرم های متعددی برای سیاره بررسی کردیم و معیاری برای رصدگران ارائه دادیم. ما نشان دادیم که اگر تفاوت چگالی غبار بین ناحیه ی نامتقارن و دیگر نقاط قرص بسیار زیاد (بیش از 70 برابر) باشد حتماً ساختار نامتقارن گرداب است ولی اگر در حد تفاوت چگالی گاز باشد، نامتقارنی ناشی از بیضی شدن لبه ی شکاف است. این مسئله اهمیت گرداب ها در به دام انداختن غبار و تشکیل سیارات را نیز نشان می دهد. به همین دلیل ما ماندن پیش سیاره ی تازه تشکیل شده را در درون گرداب مورد بررسی قرار دادیم. ما گردابی را در یک برآمدگی فشار در قرص ایجاد کردیم و سیاراتی با جرم مختلف را در آن قرار دادیم تا اندرکنش گرانشی گرداب و سیاره را مورد بررسی قرار دهیم. ما متوجه شدیم که حتی سیاراتی با جرم بسیار کم (حدود 0.1 جرم زمین در سیستمی با ستاره ای خورشید-مانند) در درون گرداب باقی نمی مانند و در نتیجه ی اندرکنش گرانشی با قرص، از گرداب بیرون می آیند و به یکی از دُم های گرداب قفل می گردند. این مسئله اگر چه مانع ادامه ی رشد سیاره در گرداب و تبدیل آن به سیاره ی غول می شود ولی نشان می دهد که گرداب نقش مهمی در به دام انداختن سیارات دارد.

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.

ما اثر باد در قرص های برافزایشی با پهن رفت غالب (نازک هندسی) را در حضور یک میدان مغناطیسی تحت حل خود مشابه بررسی کردیم.در این حالت اثر سرمایش باد قابل توجه بود. ما نشان دادیم با افزایش پارامتر باد سرعت شعاعی و سرعت چرخشی افزایش می یابند. در ادامه ما هدایت گرمایی را در حضور مقاومت مغناطیسی وارد معادلات قرص نازک نمودیم و معادلات را تحت حل خود مشابه حل کردیم. حل هایمان نشان می دهند که ساختار شاره برافزایشی به هدایت گرمایی و باد وابسته است. همچنین معادلات هیدرودینامیکی را برای قرص های برافزایشی ضخیم هندسی در مختصات کروی حل کرده و شاره را در حضور باد و هدایت گرمایی بررسی کردیم. ما نشان دادیم ساختار شاره به هدایت گرمایی و باد حساس است.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

تاکنون،تحقیقات برروی سیال های شبیه adafدر اطراف سیاه چاله ها نشان می دهد که هدایت گرمایی نقش مهمی در انتقال انرژی تابشی در سیستم دارد و سبب سردشدن قرص می شود. در پلاسماهای داغ که به سمت جسم مرکزی فروریزش دارند و به اصطلاح کم برخورد هستند ، انتقال انرژی آن ها توسط هدایت گرمایی صورت می گیرد.در این تحقیق،سهم هدایت گرمایی را در تحول دینامیکی قرص برافزایشی نازک چرخان با پهن رفت غالب در اطراف یک سیاه چاله در حضور خودگرانش با استفاده از روش خودمشابه بررسی می کنیم. چرخش قرص از نوع زیرکپلری است و قرص مغناطیده چنبره ای با تقارن محوری است. در این مساله فرآیند اتلافی نظیر وشکسانی را نیز وارد می کنیم که برای آن از الگوی آلفا استفاده می کنیم. نتایجی که بدست می آوریم نشان می دهد که با افزایش میدان مغناطیسی سرعت های شعاعی ، سمتی و صوت افزایش می یابد و خودگرانش در سیستم باعث خواهد شد که هدایت گرمایی اثر کمی برروی ساختار شارش برافزایشی اطراف سیاه چاله داشته باشد.

ما در این کار برای توصیف ساختار یونیدگی و دینامیکی سحابی سیاره نمای ngc6369از الگوی برهم کنش دو باد ستاره ای استفاده کرده ایم ·در اثر برخورد باد سریع با ابر باد ، یک لایه چگال ودو موج ضربه ای شکل می گیرد· این پوسته تابان همان سحابی سیاره نما می باشد. معادلات حرکت این سحابی سیاره نما را حل می کنیم. برای ابر باد آهنگ کاهش جرم 5- 10 ×1 وسرعت اولیه km/s 10 را پیشنهاد می کنیم·سپس شعاع داخلی (pc 18/0)،شعاع خارجی(pc 29/0) وعمر دینامیکی آن(yr6000)را به دست می آوریم. سپس ما کمیت های دیگر نظیر شدت خطوط طیفی ، جرم سحابی ، سرعت انبساط و··· را به دست می آوریم.

یکی از موضوعات مورد علاقه در کیهانشناسی بررسی کیهان در مقیاس های بزرگ و یا بررسی ساختارهای بزرگ مقیاس و فرایندهای حاکم بر تشکیل و تحول آنهاست. کیهانشناسان ساختارهای متفاوتی را در مقیاس های بزرگ تعریف کرده اند که شامل رشته ها و دیواره ها، خوشه ها و ابرخوشه های کهکشانی و تهی جاها هستند. موضوعی که این پژوهش بدان می پردازد بررسی تهی جاها در انتقال به سرخ های متفاوت تا انتقال به سرخ z=3.00 می باشد. تهی جاها به عنوان ساختارهایی شناخته می شوند که چگالی کیهان در آن نواحی کمتر از نواحی اطراف می باشد. اغلب حدی به عنوان چگالی آستانه تهی جا پذیرفته می شود که به عنوان مقدار بیشینه چگالی قابل قبول برای اطلاق تعریف تهی جا به یک ناحیه از کیهان مورد استفاده قرار می گیرد. هم چنین حدی به عنوان ابعاد کمینه یک تهی جا تعریف می شود که بیانگر کمترین مقدار قابل قبول برای اندازه یک تهی جاست. در صورت عدم تعریف این مقدار می توان تهی جایی به ابعاد تمام کیهان تعریف کرد که از لابلای فضای میان کهکشانی تمام کیهان را پر نموده است. تمامی فعالیت های تجربی ای که تاکنون در آن به تهی جاها پرداخته اند بر اساس داده برداری هایی شامل کهکشان هایی با انتقال به سرخ های پایین بوده است که این امر به سبب وجود محدودیت های فنی در توانایی اندازه گیری انتقال به سرخ می باشد. اکنون به کمک روش های مبتنی بر فوتومتری این امکان بوجود آمده است تا بتوان انتقال به سرخ را برای تعداد زیادی از کهکشان ها با دقت مناسب تعیین کرد.

در بررسی ساختار دینامیکی سحابی های سیاره نما با استفاده از مدل برهم کنش بادهای سیاره ای می توان در دو حالت مجزا بحث نمود. حالت نخست این است که پوسته تشکیل شده بعد از برخورد ابر باد و باد سریع در تعادل حرارتی باشد یعنی انرژی های ورودی و خروجی به پوسته در فرآیندهائی نظیر فوتویونیدگی، ترکیب مجدد، برخوردهای تحریکی و عکس تحریکی مساوی باشند. در حالت دیگر که واقعی تر نیز به نظر می رسد پوسته تشکیل شده در برخورد دو باد در تعادل حرارتی نمی باشد. در این مقاله بیشتر به جنبه عدم تعادل حرارتی مسئله توجه می شود و با توجه به مدل برهم کنش بادهای سیاره ای ساختار دینامیکی سحابی ngc1535 را مورد مطالعه قرار می دهیم. با در نظر گرفتن آهنگ جرمی 2/5 x 10-5 m yr-1 برای ابر باد، عمر دینامیکی 1800 سال برای سحابی بدست می آید که این عمر متناظر با شعاع های داخلی و خارجی 0/074 pc و 0/083 pc برای آن می باشد. با توجه به دمای ستاره مرکزی و تابندگی آن در این زمان، مسیر تحولی ستاره مرکزی این سحابی با مسیر تحولی ستاره ای به جرم 0/6 m بر مسیرهای شونبرنر (1983) نیز منطبق می باشد.

عوامل مختلفی در شکل گیری ساختار محیط میان ستاره ای موثرند: در بین آنها، شاید ناپایداری های گرانشی و گرمایی از بقیه مهمتر باشند. نشان دادیم که ناپایداری گرمایی می تواند ساختارهای گرمایی مختلفی ایجاد کند. در فصل دوم، جوابهای حالت مانا را بررسی کردیم. چون معادله ای که براساس آن ناپایداری گرمایی را مطالعه کردیم (معادله 29 فصل اول)، غیرخطی است ، حل آن در حالت کلی، غیرممکن است . از این رو به سراغ برخی حالتهای ساده تر رفتیم که معادله جواب تحلیلی داشته باشد. در فصل چهارم به مهمترین مساله پرداختیم: امواج گرمایی. ثابت کردیم که معاله حاکم بر سیستم دارای جوابهای "سالیتون گونه" است . این امواج سالیتون گونه گرمایی در محیط حرکت می کنند. چنانچه این سالیتونهای گرمایی در محیط میان ستاره ای وجود داشته باشند، باید قابل آشکارسازی باشند، زیرا به طور محلی، دما زیاد - و یا کم است . (این در واقع همان جایی است که سالیتون قرار دارد.) پس باید انتظار داشته باشیم در جایی که سالیتون گرمایی حضور دارد، برخی اتمهای یونیزه نیز حضور داشته باشند، مثل nv, civ و یا ovi همان طور که در فصلهای قبل اشاره کردیم یکی از ساختارهای جالبی که در محیط میان ستاره ای به چشم می خورد، حبابها هستند، محیطهای سردی که در احاطه محیطی داغ هستند، دینامیک و ساختار آنها بسیار مورد توجه اخترشناسان است . حتی برای نحوه شکل گیری آنها، مدل موفقی براساس ناپایداری گرمایی ارائه شده است . اما همه مطالعات بر یک فرض اساسی استوارند: ثابت بودن فشار گرمایی ثابت نیست ، یعنی فشار گرمایی داخل و خارج حباب یکسان نیست . با توجه به پایداری حبابهای میان ستاره ای، این سوال به ذهن می رسد که چه چیز این عدم تعادل فشار گرمایی را جبران می کند؟ این سوالی است که جدا ارزش بررسی دارد. برخی از اخترشناسان معتقدند که میدانهای مغناطیسی، عدم برابری فشار گرمایی را جبران می کنند. حتی براین اساس ، مدلهای ساده ای هم ارائه کردند. اما این کافی نیست و هنوز باید مطالعات بیشتری صورت گیرد. با این که مدل ما برای بررسی ناپداری گرمایی بسیار ساده است ، یعنی از عوامل مختلفی مثل میدان مغناطیسی، و شکسانی، و ... صرفنظر کردیم، حل معادلات آن، به دلیل ماهیت غیرخطی آنها، دشوار است . به نظر می رسد در ادامه این کار، برای مطالعه ناپایداری گرمایی، باید به سراغ حل عددی رفت . در این صورت بهتر است عوامل دیگر را نیز در نظر بگیریم. از جمله مهمترین این عوامل می توان به میدان مغناطیسی، کسر یونیدگی و ترکیبات شیمیایی محیط. و تلاطم اشاره کرد. آیا با مطالعه گرمایی و در نظر گرفتن این عوامل می توان ساختارهای خود - مشابه و فراکتالی محیط میان ستاره ای را توجیه کرد؟ به نظر می رسد در آینده مطالعه نقش ناپایداری گرمایی در محیط میان ستاره ای باید در جهت پاسخگویی به چنین سوالی باشد. به هر حال تصویری که امروزه از محیط میان ستاره ای داریم، بسیار جالب و در عین حال پیچیده است . ما به نقش عوامل مختلف (به طور مختصر) و ناپایداری گرمایی (به تفصیل) اشاره کردیم. احتمالا در این محیطها فرایندهایی رخ می دهد که هنوز هیچ اطلاعی از آنها نداریم. بنابراین با مطالعه ناپایداری گرمایی در محیط میان ستاره ای و آگاهی از نقش آن، زمینه برای شناخت این فرایندها فراهم می شود.

محاسبات دینامیک سحابیهای سیاره ای را به صورت می توان انجام داد. -1 با در نظر گرفتن یک تابع چگالی معین برای ابر باد و فرض برقرار بودن تعادل گرمایی در پوسته سحابی -2 با استفاده از الگوی چگالی مورد نظر و احتساب انرژی سرد شوندگی در دینامیک پوسته سحابی. در این رساله به پیروی از قنبری (1989) ابتدا با انتخاب یک الگوی دو بعدی (r, ?) برای چگالی مواد ابر باد و فرض تعادل گرمایی در پوسته سحابی و اعمال چند پارامتر موثر در توزیع مواد ابر باد و انرژی مکانیکی باد سریع، ساختار دینامیکی سحابی سیاره ای را محاسبه نموده ایم. سپس به مطالعه عوامل موثر در گرم شدن و سرد شدن پوسته سحابی پرداخته و معادله حرکت پوسته را با احتساب انرژی سرد شوندگی در پله های زمانی مختلف حل کرده ایم، تا تاثیر انرژی سرد شوندگی در دینامیک پوسته در مراحل مختلف تحول سحابی مشخص شود.

همانطور که بیان شد، حل کردن معادله مشخصهء حاصل از دترمینان ضرایب (det 13x13) در حالت کلی، خیلی مشکل (و شاید امکان ناپذیر) می باشد. از طرفی، با توجه به آنکه، هدف ما، فقط بررسی تاثیر یا عدم تاثیر فرایند پخش دوقطبه بر ناپایداری حرارتی است ، لذا مناسب است که توجه خود را به یک حالت خاص ، معطوف کنیم. نقطهء x1، روی نمودار تعادلی (1.3) را با مشخصات t02000 k، n0.4 cm-3 و x02.33x10-3 که یک فاز سرد و چگال نیز می تواند در وسط آن، بطور هم فشار و متعادل، وجود داشته باشد، در نظر می گیریم. با فرض اینکه، میدان مغناطیسی این سحابی، حدود 10ug باشد، سه حالت متفاوت ، برای مقایسه خواهیم داشت . حالت اول (حذف میدان مغناطیسی) و حالت دوم (اعمال میدان مغناطیسی بر تمام ذرات)، مربوط به عقیده گلداشمیت [6]، دربارهء شکل گیری ناحیهء سرد و چگال، در اثر ناپایداری حرارتی بوده و حالت سوم (اعمال فرایند پخش دو قطبه)، مربوط به دیدگاه جدید ما می باشد که عبارتند از: الف) اگر، با توجه به ناچیز بودن کسر یونیدگی محیط، اثر میدان مغناطیسی را حذف کنیم، به معادلهء مشخصهء (15) از مقالهء فیلد [5] خواهیم رسید که در حد /k/--->0 با تقریب مرتبهء صفرم، یک ناحیهء ناپایدار، با نرخ رشد 4.92x10-41 sec-1 وجود خواهد داشت . ب) اگر بخواهیم اثر میدان مغناطیسی را بر محیط بررسی کنیم و از معادلات معمولی مغناطوهیدرودینامیک استفاده کنیم، به معادلهء مشخصهء (54) از مقالهء فیلد [5] خواهیم رسید که در جهت عمود بر میدان مغناطیسی (/2) و در حد /k/--->0، یک ناحیهء ناپایدار، با نرخ رشد 4.92x10-41 sec-1 وجود خواهد داشت . ج) حال، ببینیم که آیا با دیدگاه جدید ما، یعنی اعمال فرایند پخش دوقطبه و تاثیر میدان مغناطیسی، فقط بر عناصر یونیدهء محیط، باز هم این ناحیهء ناپایدار وجود خواهد داشت یا خیر. برای اینکار، در جهت عمود بر میدان مغناطیسی (/2) و در حد /k/--->0، با استفاده از نرم افزار maple v3 که برنامهء آن، در پیوست 2 بیان شده است ، به معادلهء مشخصهء h7 + (9.73x10-11)h6 + (3.24x10-21)h5 + (3.94x10-32)h4 + (8.43x10-44)h3 + (5.23x10-60)h2 + (5.36x10-75)h + (3.32x10-91)0(12.4) می رسیم. بدون شک جواب این معادله برای h، نمی تواند مثبت باشد و لذا با جوابهای قبلی متفاوت است . یعنی آنکه عقیدهء گلداشمیت [6]، مبنی بر شکل گیری ناحیه سرد و چگال، در اثر ناپایداری محیط گرم، با اعمال پخش دوقطبه نه تنها تغییر می کند، بلکه در این حالت ، جواب h منفی نیز می گردد که نشان دهندهء پایداری محیط می باشد. بدین ترتیب ، با همین بحث مقدماتی می توان استنتاج کرد که فراید پخش دوقطبه، حداقل در برخی موارد خاص ، می تواند بر نتایج ناپایداری حرارتی موثر باشد و لذا برای استخراج نتایج بهتر، باید مدنظر قرار گیرد. البته، برای بدست آوردن نتایج کاملتر، باید علاوه بر هیدروژن، عناصر دیگر موجود در محیطهای میان ستاره ای را نیز در نظر بگیریم. با اینکار، عوامل موثر بر نرخ سرمایش و گرمایش محیط، تغییر خواهند کرد و همچنین معادلات اساسی حاکم بر دو شارهء پلاسما و خنثی نیز باید کاملتر نوشته شوند. علاوه بر این، با دیدگاه واقع بینانه تر، باید به نظریهء غیرخطی ناپایداری حرارتی متوسل شد که در اینصورت ، باید شکل صریح توابع fc و ec را حدس بزنیم و سپس از نظریهء غیرخطی، استفاده کنیم. مسلما، نتایج حاصل، به مراتب کاملتر و بهتر خواهند بود.