| Astrofiziksel Toplanma diskleri odev |
| Ödev Adı: |
Astrofiziksel Toplanma diskleri [ Kategoriye Dön ] |
| Ekleyen: |
ygt |
Ödev eklenme tarihi: |
7:08 PM 3/10/07 |
| İndirilme sayısı: |
3 |
Son Download: |
12:56 PM 11/15/08 |
| İçerik: | Güneş sistemimizin kökeni ve evrimi, galaksimiz, yıldız oluşumu ve yüksek enerjili olaylar hakkındaki bilgimizin temeli “toplanma disklerine” dayanmaktadır. Çekimsel bağlanma enerjisinin serbest kalması, madde yığışmasının olabilmesi için dinamik bir gereklilik olduğu kadar, ışıtma için de güçlü bir kaynaktır. Fakat küçük dönme oranına sahip sistemlerde çekimsel büzülme çoğu zaman merkezkaç kuvvetleriyle sınırlanmaktadır. Yavaş dönen bir gaz bulutunu göz önüne aldığımızda disk geçici biçimini aldığında açısal momentum korunma eğilimlidir. Benzer varsayımlar sıkışık bileşenine madde aktaran bir yıldız içeren çift sistemlere yada aktif galaksi çekirdeklerinin merkezlerinde gazın toplanmasına da uygulanabilir. Uzun yıllardır çok az anlaşılabilen ve hala bir çok soru içeren toplanma disklerindeki süreçler, bu çalışmanın temelini oluşturmaktadır. Kabaca toplanma diskleri üç kategoriye ayrılabilir: (a) yıldızların ve gezegenlerin doğduğu ilkel yıldız diskleri (b) patlamalı novalar ve sıkışık x-ışın kaynakları olan çift yıldız sistemlerindeki kütle aktarımı ile oluşan disk biçimleri ve (c) evrendeki en ışıtmalı kaynaklar olan aktif galaktik çekirdeklerin (AGN) diskleri (Balbus & Hawley, 1998). İlkel yıldız diskleri günümüzde oldukça gelişmiş gözlemsel ve teorik tekniklerle çalışılan özel bir konu haline gelmiştir. Çift yıldızlar ve AGN’ lere ait diskler belirgin şekilde yada tamamen iyonize olacak kadar sıcaktır ve çok yüksek iletkenlikleri, akımların serbestçe dolaştığı anlamına gelir. Aynı zamanda AGN diskleri Hubble Uzay Teleskobu tarafından doğrudan çok güzel biçimde görüntülenmiştir (Şekil-1). Ancak en detaylı bilgiye sahip olduğumuz diskler çift sistemlere ilişkindir. Bunu söylemek için bir çok neden vardır. Bunlardan ilki 100 pc içersinde böylesi sistemlerin sayısı oldukça fazladır. Böylesi bir yakınlık zayıf tayfsal yapıların analiz edilmesini sağlar. İkinci olarak, çift sistemdeki baş yıldız ile farklı zamanlarda diskin örtülmesi kullanılarak diskin haritalanması mümkündür. Son olarak, patlamalı çift sistemlerdeki toplanma diskleri ise sürekli değildir. Şekil-1: Aktif bir galaksi olan NGC 4261’nin merkezinin, Hubble Uzay Teleskobu ile elde edilmiş görüntüsü. Galaksinin merkezinden salınan kuvvetli jetleri gösteren soldaki şekil, yer konuşlu optik gözlemler ve radyo gözlemlerinin birleşiminden oluşturulmuştur. Sağdaki şekil ise galaksi merkezindeki diskin HST görüntüsüdür (Balbus & Hawley, 1998). 2. Toplanma Disklerine Genel Bir Bakış Toplanma diskleri ile ilgili ilk çalışmalardan biri doğrudan olmasada Kuiper’in (1941) değen çift sistemlerle ilgili temel makalesinde incelenmiştir. Kuiper çekim kuvvetleri nedeniyle bir yıldızdan diğerine akan gaz akımlarını ve yoldaş çevresinde bir halka oluşturan madde aktarımı üzerine çalışmıştır. 1950’li yılların sonlarına doğru Kraft ve diğerlerinin çalışmalrı, çift sistemlerdeki nova patlamaları ve anakol yıldızı olan bileşenden, yoldaşı yozlaşmış beyaz cüce bileşene madde aktarımı üzerine yapılmıştır. Genç yıldızların ve sıkışık cisimlerin çevresindeki toplanma diskleri akışkan öğelerinin özgün açısal momentumlarını değiştirecek dinamik bir süreç geliştirmeli ki üzerlerine madde toplayabilsinler. Bu süreç, yörünge erkesinde yerel saçılmalara neden olur. Disk ısınır ve ışınım salar. Shakura ve Sunyaev (1973) ve Lynden - Bell & Pringle (1974) bu cisimlerde sözü edilen dinamik sürecin çalkantılı olması gerektiğini ve bunun "anormal viskozite" olarak ele alınabileceğini savundular. Toplanma diski teorilerinin otuz yıllık temel problemi diskteki toplanmanın nasıl olduğuna ilişkindir. Teorikte viskozitenin varlığı, bir akışkan elementinden diğerine açısal momentum aktarımına izin vermektedir. Ancak hemen hemen tüm durumlarda gereken toplanma oranı, standart mikroskobik viskozitenin sağlayacağından daha yüksek değerlerdedir (bkz. Spitzer, 1962). Bu nedenle toplanma diski kuramının temel zorluğu anormal viskozite kaynağının tanısının yapılmasıdır. Son on yıl içinde bu konuda önemli bir ilerleme gerçekleşmiştir. Toplanma disk çalkantısının kaynağı aslında oldukça basittir. Bu kararsızlık sonuçları tam olarak anlaşılamamış olmasına karşın kırk yıldan beri biliniyordu. Kararsızlık ilk kez Couette akışkanı bağlamında anlaşılmış (Velikhov, 1959; Chandrasekhar, 1961) ve bu kararsızlığın astrofiziksel dizgeler için işaret ettiği genel sonuçlar ancak son zamanlarda anlaşılabilmiştir. B | | Sayfa Sayısı: | 9 Sayfa |
Sorun yasamamak Firefox Kullanin
Artik reklamlara zorunlu tiklamak zorunda degilsiniz!!! :)
Astrofiziksel Toplanma diskleri Ödev'i indir
Zip şifresi:
|
Anahtarlar:
Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava ödev indir, Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava rapor indir, Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava ödev yükle, Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava ödev yukle, Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava kitap özeti yükle, Astrofiziksel Toplanma diskleri bedava ingilizce ödev, bedava türkçe ödev, bedava deney raporu, bedava yariyil ödevi, bedava ödevsitesi
|
|
|
|
|
|
istatistikler
|
Toplam ödev sayısı: 733
Toplam ödev kategorisi: 11
Toplam down: 49962
|
|
