خرید و دانلود نسخه کامل کتاب Three dimensional Monte Carlo simulations of ionized nebulae

توضیحاتی در مورد کتاب

مطالعه محیط های فوتونیزه شده برای بسیاری از مسائل اخترفیزیکی اساسی است. تا به حال، اکثر کدهای فتویونیزاسیون معادلات انتقال تابشی را با فرض ساده‌سازی تقارن کروی حل کرده‌اند. متأسفانه تعداد بسیار کمی از سحابی های نجومی واقعی این نیاز را برآورده می کنند. برای رفع این کاستی ها، یک کد انتقال تشعشعی سه بعدی خودسازگار با استفاده از تکنیک های مونت کارلو ایجاد شده است. کد Mocassin برای ساخت مدل‌های واقعی از سحابی‌های فوتیونیزه‌شده با هندسه‌ها و توزیع‌های چگالی دلخواه طراحی شده است که هم میدان‌های تابشی ستاره‌ای و هم میدان پرتوهای پراکنده به‌طور مستقل درمان می‌شوند. علاوه بر این، این کد می تواند یک یا چند ستاره هیجان انگیز واقع در مکان های غیر مرکزی را درمان کند. ناحیه گازی توسط یک شبکه دکارتی مکعبی متشکل از سلول های متعدد تقریب می یابد. شرایط فیزیکی در هر سلول شبکه با حل معادلات تعادل حرارتی و تعادل یونیزاسیون تعیین می شود. این امر مستلزم دانش میدان‌های تشعشع اولیه و ثانویه محلی است که با شبیه‌سازی محلی فرآیندهای یونیزاسیون و نوترکیب به‌صورت خودسازگار محاسبه می‌شوند. ساختار اصلی و روش های محاسباتی مورد استفاده در کد موکاسین در این پایان نامه شرح داده شده است. موکاسین در برابر کدهای متقارن کروی یک بعدی ایجاد شده برای تعدادی از موارد استاندارد، همانطور که توسط کارگاه های فوتیونیزاسیون لکسینگتون/مدون تعریف شده است (Pequignot، 1986؛ Ferland و همکاران، 1995؛ Pequignot و همکاران، 2001) محک زده شده است. نتایج به‌دست‌آمده برای موارد معیار رضایت‌بخش است و در این کار ارائه شده است. تجزیه و تحلیل عملکرد نیز انجام شده است و در اینجا مورد بحث قرار می گیرد. این کد برای ساختن یک مدل واقعی از سحابی سیاره‌ای NGC 3918 به کار گرفته شده است. سه مدل هندسی مختلف آزمایش شدند که اولین آنها توزیع چگالی دو مخروطی بود که قبلاً توسط کلگ و همکاران استفاده شده بود. (1987). در این مدل، سحابی با ساختاری دو مخروطی با چگالی افزایش‌یافته، که در یک ناحیه کروی چگالی پایین‌تر تعبیه شده است، تقریب می‌یابد. توزیع چگالی دوک مانند برای دو مدل دیگر (مدل A و B) استفاده شد. مدل A از توزیع جرمی استفاده کرد که کمی تغییر یافته از یکی از مدل‌های هیدرودینامیکی Mellema (1996) که قبلاً توسط Corradi و همکارانش اتخاذ شده بود. (1999) برای تجزیه و تحلیل مشاهداتی خود از NGC 3918. مدل دوکی مانند B در عوض از یک عبارت تحلیلی برای توصیف شکل پوسته داخلی این جسم به عنوان متشکل از یک بیضوی تعبیه شده در یک کره استفاده کرد. اثرات متقابل میدان‌های پراکنده که از دو ناحیه مجاور با چگالی‌های مختلف می‌آیند مورد بررسی قرار گرفت. اینها حتی برای حالت نسبتاً ساده هندسه دو مخروطی غیر قابل چشم پوشی هستند. مشخص شد که ساختار یونیزاسیون گونه‌های کم یونیزاسیون در نزدیکی مرزها به ویژه تحت تأثیر قرار می‌گیرد. هر سه مدل تطابق قابل قبولی را با طیف نوری و فرابنفش یکپارچه سحابی ارائه کردند. اختلافات زیادی بین تمام پیش‌بینی‌های مدل شارهای خط ساختار ریز مادون قرمز و اندازه‌گیری‌های ISO SWS پیدا شد. مشخص شد که این تا حد زیادی به دلیل انحراف ~ 14 قوس الکتریکی از مرکز سحابی است که همه مشاهدات ISO NGC 3918 را تحت تأثیر قرار داده است. برای هر مدل، نقشه های خط انتشار و نمودارهای موقعیت-سرعت از شکاف بلند مصنوعی پیش بینی شده است طیف‌هایی نیز تولید شد که می‌توان آن‌ها را با تصاویر اخیر HST و طیف‌های اکسل شکاف بلند زمینی مقایسه کرد. این مقایسه نشان داد که مدل دوکی مانند B بهترین تطابق را با مشاهدات ارائه می دهد. بنابراین نشان داده شد که اگرچه طیف خط انتشار یکپارچه NGC 3918 را می توان با هر سه مدل سه بعدی بررسی شده در این کار بازتولید کرد، توانایی ایجاد نقشه های خط انتشار پیش بینی شده و نمودارهای موقعیت-سرعت از شکاف بلند مصنوعی طیف در محدود کردن ساختار این جسم بسیار مهم بود. مدلی از یکی از گره‌های کمبود هیدروژن (J3) سحابی سیاره‌ای تولد دوباره آبل 30 نیز ساخته شده است. ناهمگنی های شیمیایی و چگالی درون گره ها به منظور بازتولید طیف مشاهده شده گنجانده شده است. مدل نهایی شامل یک هسته متراکم از مواد بسیار غنی شده با C-O است، که توسط یک پوشش نوری نازک از مواد کمبود هیدروژن با فراوانی C و O تا حدودی افزایش یافته احاطه شده است. یک درمان ساده‌شده از گرمایش فوتوالکتریک غبار برای این مدل اجرا شد و مشخص شد که دانه‌های غبار نقش بسیار مهمی در تعادل انرژی گره دارند و منبع اصلی گرمایش را از طریق انتشار فوتوالکترون خود در لایه بیرونی نازک نوری فراهم می‌کنند. نسبت گرد و غبار به گاز 0.05 در جرم برای به دست آوردن یک ساختار دما در گره کافی بود که برای ویژگی های طیف سنجی مشاهده شده مناسب بود.