وبلاگ

و پایه ای برای مطالعه قرص های برافزایشی به شكل امروزی تبدیل شد. اهمیت آزاد شدن انرژی توسط فرایند برافزایش جرم اولین بار توسط زلدوویچ و نوویكوو در سال 1964 و همچنین سالپیتر در همان سال مطرح شد. هایاكاوا و ماتسوكا در سال 1964 میلادی فرایند برافزایش در ستارگان دوتایی را به عنوان منبعی برای پرتو ایكس ستارگان مطرح كردند و شكلووسكی در سال 1967 میلادی Sco X_1 را به صورت برافزایش روی یک ستاره نوترونی تشریح كرد [4،5، 6،7].

 

در نیمه اول قرن بیستم کاوشهای بسیاری توسط اخترفیزیکدانان در آسمان صورت گرفت كه طی آن تعداد زیادی منابع رادیویی كشف شد كه از این منابع می توان به اخترنماها اشاره كرد. اخترنماها به صورت قابل توجهی درخشان هستند و در تمام طول موج های الكترومغناطیسی، از رادیویی تا پرتو ایكس و گاما تابش كرده و درخشندگی آنها در طول زمان تغییر می كنند. این دو خصوصیت باعث شد تا شرایط ویژه ای برای تشریح و توجیه منبع انرژی در اخترنماها به وجود بیاید. سوالی كه مطرح شد این بود كه منبع انرژی عظیم اخترنماها چیست؟

 

2-1- بر افزایش بوندی

 

یک برافزایش یكنواخـت متقـارن كروی را تحت میدان گرانشـی اطراف یک جرم نقطه ای در نظـر می گیریم. برافزایش كروی روی یک جسم گرانشی اولین بار توسط بوندی در سال 1952 میلادی مورد بررسی قرار گرفت و این نوع برافزایش به برافزایش بوندی مشهور است.

 

حال یک جریان متقارن كروی را در اطراف جسمی به جرم M در نظر می گیریم. جریان یكنواخت بوده و در جهت شعاعی یک بعدی می باشد. در این تقریب می توان از وشكسانی، میدان مغناطیسی و تابشی صرف نظر كرده و فرایند را بی دررو در نظر گرفت. تحت تقریب نیوتونی برای معادلات پیوستگی و اندازه حركت، به ترتیب خواهیم داشت.

 

به طوریكه ν سرعت شاره بوده و برای برافزایش، منفی و برای بادها، مثبت است.

 

با در نظر گرفتن رابطه پلی تروپیك  داریم.

 

با انتگرال گیری به معادلات پیوستگی جرم و برنولی  می رسیم:

 

به طوریكه  آهنگ برافزایش جرم است و در حال حاضر ثابت بوده و E  هم ثابت برنولی می باشد.

 

 

 

در حالت همدما داریم γ=1 و در انتها معادله برنولی به رابطه زیر تبدیل می شود.

 

3-1- مفهوم قرص های برافزایشی

 

با بهره گرفتن از تابندگی اندازه گیـری شده و محاسبه طول عمر اخترنـماها، انرژی تابشـی آن ها از مرتبه   erg1060 تخمین زده می شود، همچنین می توان اندازه منبع انرژی در اخترنماها را محاسبه كرد كه به نوعی كمتر از cm 1015 می شود. اگر چنانچه فرض كنیم كه منبع این انرژی مانند منبع انرژی ستارگان، منبعث از واكنش همجوشی هسته ای است، با توجه به اینكه بازدهی واكنش هسته ای حدود 7/0 درصد می باشد، برای حصول انرژی تابشی اخترنماها، به جرمی معادل با 108 برابر جرم خورشید احتیاج داریم كه در شعاعی كمتر از cm 1015قرار گرفته باشد، كه اگر چنین جرمی در این شعاع قرار گرفته باشد، آنگاه انرژی گرانشی بیشتر از انرژی هسته ای می شود و می بینیم كه چنانچه انرژی گرانشی غالب باشد، با توجه به رابطه گرانشی E~GM2/R مقدار انرژی بدست آمده برای اخترنماها به راحتی حاصل می شود. در سال 1969 بود كه لیندن بل  مفهوم قرص های برافزایشی در اطراف یک سیاهچاله پرجرم را ارائه داد و نشان داد كه منبع عظیم انرژی این اجرام ناشی از تشكیل قرص های برافزایشی در اطراف یک سیاهچاله مركزی می باشد.

 

برافزایش در حالت كلی شامل سقوط ماده روی یک پتانسیل گرانشی می باشد و عاملی برای استخراج این انرژی گرانشی محسوب می شود [8]. زمانیكه مولكول های گاز حول یک جسم چگال مركزی با پتانسیل گرانشی قدرتمند در مدارهایی دایروی در حال چرخش باشند، می توانند در یک مسیر مارپیچی شكل به سمت جسم مركزی حركت كرده و اصطلاحا فروریزش كنند، كه این امر در صورتی امكان پذیر می باشد كه انرژی مولكول های گاز و تكانه زاویه ای ناشی از حركت در مدار دایروی آن ها بنابر عواملی مانند وشكسانی، تابش و … از آن ها گرفته شود [5،9].

 

1- Lynden-Bell

 

2- Bernoulli

 

1- Polytropic

 

1 Galileo

 

2 Huygens

 

3 Kant  

 

4 Laplace

 

5 Proto-planetary

 

6 Proto-stellar

 

7 Quasar  

 

8 Active Galactic Nuclae (AGN) 

 

9 Tight binary

 

1- Hoyle

 

2- Lyttleton

 

3- Bondi

 

4- Zel’dovich

 

5- Novikov

 

6- Salpeter  

 

7- Hayakawa

 

 8- Matsuoka

 

9- Shklovsky