ناپایداری گرانشی یکی از فرآیندهای بسیار مهم در شکل گیری کپه های کوچک در میان ابرهای مولکولی مغناطیده می باشد. پخش دوقطبه، یا سوق یون ها نسبت به ذرات خنثی، به عنوان فرآیندی مهم در اتلاف انرژی و تضعیف کننده ی میدان مغناطیسی در مراحل اولیه شکل گیری ستاره ها می باشد. بدین منظور، اثر پخش دوقطبه بر ناپایداری گرانشی و شکل گیری کپه ها در ابرهای مولکولی را مورد بررسی قرار دادیم. هدف این پژوهش آن است که کپه ای شدن ابر مولکولی لایه ای و رشته ای را در اثر ناپایداری گرانشی مورد بررسی قرار داده و تغییرات چگالی ابر را بدست آوریم. بنابراین، ابر مولکولی خود- گرانش و مغناطیده ای را که به طور جزئی یونیده شده است در نظر گرفته و مسئله را در یک بعد فرمول بندی نمودیم. معادلات دیفرانسیلی حاصل را که غیر خطی بوده و همراه با مشتقات جزئی می باشند با بکارگیری روش اختلال حل کرده و روابط پاشندگی برای ابرهای مولکولی لایه ای و رشته ای بدست آوردیم. با حل عددی معادله مشخصه حاصل از دترمینان ضرایب اختلال، بر روی ناپایداری گرانشی ابر بحث کرده ایم. نتایج نشان می دهد که از لحاظ فیزیکی، پایداری سیستم در اثر پخش دوقطبه بخاطر نیروهای برخوردی ذرات یون و خنثی می باشد. همچنین مشاهده شد که در نواحی بیرونی ابر، ناپایداری از بین رفته و محیط پایدار می گردد و نیز با کاهش عدد موج ، یعنی افزایش طول موج، ناحیه ی ناپایدار افزایش یافته و قسمت پایدار ابر که موجب حرکت های موجی می شود، کاهش می یابد. با استفاده از نمودارهای پاشندگی، مشاهده می شود که سرعت انتشار امواج اختلالی، با افزایش ، کاهش می یابد. به عبارت دیگر، امواج اختلالی با طول موج های بزرگتر سریع تر حرکت خواهند کرد.

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.

ایده ی تورم کیهانشناسی سنگ بنای کیهانشناسی مدرن است. با توجه به آنکه میدان اسکالر، تورم را به جلو می راند، میدان تورمی می تواند با دیگر میدانها از جمله گرانش برهم کنش داشته باشد. این طبیعی است که جفتیدگی ناکمینه ای بین میدان اسکالر تورمی و بخش گرانشی نظریه ایجاد شود. چندین مطالعه ی گسترده در مورد تورم ناکمینه و قیدهایی که بر ثابت جفتیدگی ناکمینه تحت قیاس با مشاهدات رصدی اعمال می شود موجود است. ایده ی ما در این پژوهش بازنگری یکی از مدلهای تورم ناکیمنه تا مراتب بالاتر پارامترهای غلتش کند در دو چارچوب اینشتین و جوردن می باشد. از آنجا که نتایج محاسبات مقادیر پارامترهای تورمی در دو چارچوب اینشتین و جوردن تا مرتبه ی اول پارامترهای غلتش کند یکسان است و ممکن است تفاوتهایی بین نتایج محاسبات تا مراتب بالاتردر دو چارچوب باشد، هدف ما در اینجا محاسبه ی پارامترهای تورمی تا مراتب بالاتر پارامترهای غلتش کند و مقایسه نتایج حاصل با داده های ترکیبی از مشاهدات رصدی اخیر می باشد. سپس تعیین قیدی بر روی مقدار ثابت جفتیدگی ناکمینه است. همچنین هدف از این پژوهش مطالعه ی سناریوی تورمی در یک جهان شامه ای است که تورم در حضور برهم کنش بین میدان اسکالر تورمی و گرانش القائی روی شامه رخ می دهد. مطالعات ما بر اساس مدل جهان شامه ای dgp ، با ایده ی اصلاح تورم غلتش کند، در حضور میدان اسکالر ناکمینه می باشد. هدف ما انجام محاسبات مورد نیاز تورمی تا مرتبه ی دوم تقریب پارامترهای غلتش کند است. سپس تطبیق نتایج با داده های مشاهدتی اخیر و تعیین قیدی برای ثابت جفتیدگی ناکمینه است.

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.

مشاهدات خطوط طیفی مولکولی ابر های مولکولی تشکیل دهنده ی ستاره، گاهی اوقات محدوده های مجزای نامتقارن با دو قله ( قرمزگرایی با شدت بیشتر و آبی گرایی با شدت ضعیف تر) را نشان می-دهد. خطوط طیفی نامتقارن آبی گرا، نشانه هایی از فرو ریزش در ناحیه ی مرکزی ابر تفسیر می شود در حالیکه خطوط طیفی نامتقارن قرمز باقی مانده توضیح داده نشده است. حضور خط نامتقارن قرمز گرا بر این دلالت می کند که فرآیند انبساط پوش به همراه رمبش ناحیه ی مرکزی هسته ی ابر مولکولی، ضروری می باشد. در این پایان نامه، با در نظر گرفتن هسته ی ابر مولکولی پلی تروپ کروی و کشیده، با روش خود مشابهی، مدل هیدرودینامیکی انبساط پوش همراه با رمبش هسته را مورد بررسی قرار داده ایم و سپس با در نظر گرفتن گاز پلی تروپ در دو حالت کروی و کشیده، با استفاده از روش خود مشابهی، مدل مناسبی از این ایده را ارائه کرده ایم و نشان دادیم این فرضیه هم برای ابر مولکولی کروی و هم برای ابر مولکولی کشیده درست است.

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

جت های فراکهکشانی به عنوان مدل دینامیکی انفجاری با معادلات مغناطوهیدرودینامیکی وابسته به زمان مطرح شده است. ساختار جت ها از روش حل خودمشابه زمانی با هندسه کروی تقارن محور مورد بررسی قرار گرفته است و سرعت پلاسما دارای دو مولف? سمتی و شعاعی است. با استفاده از جداسازی متغیرها بعد فضایی و زمانی را جدا نموده . میدان مغناطیسی توسط معادلاتی که فشار پلاسما نقش اصلی ویژه مقداری را ایفا می کند، توصیف می شود. ماهیت ویژه مقداری این گونه است که، میدان مغناطیسی در اثر فشار زیاد پلاسما در امتداد قطب به هم نزدیک می شوند. ثابت جداسازی پارامتر آزاد می باشد و بر اساس هر فشار پلاسما یک ثابت جداسازی مناسب انتخاب شده و در نتیجه پلاسما در امتداد محور جمع می شود. چون پلاسما و میدان مغناطیسی نسبت به هم کوپل شده اند در نتیجه، بادها نیز در امتداد قطب ها جمع می شوند و در امتداد قطبین جت ها را داریم. در امتداد لب های قطبی ما پلاسمای متناوب را داریم که، با مشاهدات رادیویی در نواحی با شدت بالا سازگار است.

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.

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.

هیدرودینامیک ذرات هموار روشی برای بدست آوردن جوابهای عددی معادلات حاکم بر سیال می باشد که در آن یک دستگاه ذرات هموار شده را جانشین سیال می کنیم. در sph، ذرات همانند ذرات واقعی سیستم رفتار می کنند و اگر انواع ذرات داشته باشیم هر یک توسط دستگاه مخصوص خودش توضیح داده می شوند. در این حالت، وجه اشتراک بین دستگاهها در sph ناچیز می باشد. این روش شبیه سازی نخستین بار توسط لوسی (1977)، گینگلد و موناقان (1977) برای حل مسائل فیزیک نجومی ارائه شده است. این روش برای شبیه سازی پدیده های فیزیکی ای که دارای چگالی عددی زیاد و شکل هندسی نامتقارن می باشند بسیار مناسب است.در مجموع sph یک تکنیک بسیار قوی است که به طور موفقیت آمیزی توانسته به مسائل زیادی پاسخ دهد. بررسی امواج یکی از مسائل مهم در وضعیت دینامیکی و غیرتعادلی پلاسما است. موج یونی- صوتی به دلیل اینکه به عنوان پایه و اساس برای تئوری امواج ضربه ی غیربرخوردی و غیرمغناطیسی استفاده می شود یکی از مهم ترین امواج در فیزیک پلاسما است. در این پژوهش به کمک معادلات mhd حاکم بر پلاسما و با استفاده از روش sph برای حل عددی آنها، انتشار موج یونی- صوتی در پلاسمای نامحدود بررسی می شود.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

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.