(18.207.240.230) 您好!臺灣時間:2020/07/09 10:51
字體大小: 字級放大   字級縮小   預設字形  
回查詢結果

詳目顯示:::

我願授權國圖
本論文永久網址: 
line
研究生:陳熾緯
研究生(外文):Chih-Wei Chen
論文名稱:原恆星吸積盤動態模擬與氣體固態粒子作用初步探討
論文名稱(外文):The Simulation of Accretion Disk and Interaction of Gas-Solid Particle
指導教授:葉永烜
指導教授(外文):Wing-Huen Ip
學位類別:碩士
校院名稱:國立中央大學
系所名稱:天文研究所
學門:自然科學學門
學類:天文及太空科學學類
論文出版年:2004
畢業學年度:92
語文別:中文
論文頁數:83
中文關鍵詞:固態粒子飄移吸積盤模擬演化
外文關鍵詞:solid parctilesimulationdriftaccretion disk
相關次數:
  • 被引用被引用:0
  • 點閱點閱:334
  • 評分評分:系統版面圖檔系統版面圖檔系統版面圖檔系統版面圖檔系統版面圖檔
  • 下載下載:7
  • 收藏至我的研究室書目清單書目收藏:0
我們考慮吸積盤上無任何物質的初始條件下,
物質隨著時間不斷加入吸積盤中,
藉由擴散作用模擬非穩態的吸積盤演化。
得到不同時間,
表面密度、流線、吸積盤質量的變化。
在盛年時期( 十萬到一百萬年)
吸積盤總質量約介於 0.2 到 0.01 個太陽質量之間。
重要的是流線變化明顯與穩態吸積盤(無外來物質進入)不同,
若要研究物質或粒子飄移應該重視外加物質對速度場分佈的影響。

在原恆星吸積盤星體中,
FU-Orionis 其短暫且劇烈的光度變化現象非常值得我們注意,
這光度變化的原因與吸積盤內部的質量傳移率(mass flux)有很大的關係,
Clarke et al (1990) 藉由表面密度巨大的擾動來解釋這一現象。
我們採用 Clarke et al (1990) 的想法,
得到質量通量劇增的現象,
其爆發之後的現象可以解釋觀測上的衰減時間。

另外吸積盤末期物質迅速地消散,
從單純吸積盤擴散的時間尺度並無法合理解釋。
Clarke et al (2001) 用光照蒸發模型解釋吸積盤在短時間內迅速消散。
但是他們的工作未考慮物質持續加入的影響,
並且假設有一初始巨大質量的吸積盤的存在。
我們希望從時間 t=0 (盤上尚未有質量)開始,
合併物質加入與光照蒸發的影響,
在一千萬年後所造成的結果與之比較,
表面密度分佈的結果與 Clarke et al (2001) 結果幾乎一致,在一千四百萬年 表面密度形成缺口,
在一千七百萬年 後盤面物質幾乎消失殆盡。

我們另一研究主題就是探討吸積盤中的固態粒子(如灰塵) 與週遭氣體的作用。
Whipple (1972); Weidenschilling (1977)
研究這些流體對固態粒子產生的拖曳力量,
他們認為有很大的可能將造成粒子的徑向漂移。
這些移動進來的固態粒子更是形成如地球之行星不可或缺的元素。
Youdin & Shu (2002)用此解釋了原恆星吸積盤中寬廣的灰塵盤,
演化到如我們太陽系中的古柏帶卻只剩約 50 AU。
我們從 Weidenschilling (1977)這些資料來模擬固態粒子表面密度分佈的演化。
並與 Youdin & Shu (2002) 的結果比較。
We simulated the drift of particles in radial direction and surface density of accretion disk
with considering the mass infall.
The surface density of accretion disk will pass through growth phase, peak phase
(about one hundred thousand years to million years), and decay phase.
The drift of particle in the accretion disk with mass infall is different from the accretion disk without mass infall.
There are two transient phenomena in the life time of accretion disks: FU-Orionis phenomenon and rapid disk dispersal.
We adopted the ideas of large perturbation of surface density (Clarke et al, 1990)
and photoevaporation model (Hollenbach et al, 1994) to explain these two transient phenomena.
We also study the interaction between solid particles and gas in the accretion disk,
and followed the results of Whipple (1972) and Weidenschilling (1977) to simulate the solid particle drift in the radial quiescent gas disks.
1 緒論....................................................................1
1.1 研究動機............................................................2
1.2 原恆星吸積盤的形成與金牛座T型星 . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 環星盤存在的證據 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2 原恆星吸積盤模型.......................................................7
2.1 黏滯吸積盤模型 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2 黏滯係數. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.3 -氣體之飄移速度與質量通量 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.4 -氣體溫度與壓力之分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
3 一維吸積盤隨時間的變化 ................................................14
3.1 吸積盤的增長 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.2 FU Orionis 現象 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . 22
3.3 吸積盤的巨大擾動? FU-Orionis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.4 光照蒸發 - Photoevaporation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.5 光照蒸發對吸積盤的影響 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.6 結論 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4 吸積盤氣體與固態粒子之作用............................................ 40
4.1 基本原理 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4.2 拖曳規則 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.3 運動方程式 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .43
4.3.1 徑向飄移 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.3.2 微擾的克普勒軌道運動
4.3.3 巨大的擾動 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.4 固態粒子在吸積盤上的飄移 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
5 討論與總結
5.1 問題與討論. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
5.2 總結 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
A 數值方法.............................................................. 55
A.1 Crank-Nicolson 有限微分法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
A.2 Lax-Wendro 方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
B 程式碼................................................................ 58
[1] Armitage P. J., Clarke C. J., Tout C. A., 1999, MNRAS, 304,425
[2] Bastian U., Finkenzeller U., Jaschek C., Jaschek M., 1983, A&A, 126
[3] Bally J., O'Dell C.R., & McCaughrean M.J., 2000, ApJ, 119, 2919-2959
[4] Bell K. R. & Lin D. N. C., 1994, ApJ, 427, 987
[5] Bell K. R., Lin D. N. C., Hartmann L.W., Kenyon S.J., 1995, ApJ, 444, 376-395
[6] Bertout C., 1989, ARAA, 27
[7] Brain Warner, 1995, Cataclysmic Variable Stars, Cambridge, x3.5
[8] Churchwell E., Wood D.O.D., Felli M.,& Massi M., 1987, ApJ, 321, 516
[9] Clarke C. J., Gendrin A. and Sotomayor M., 2001, MNRAS, 328, 485-491
[10] Clarke C.J.,Syer D., 1996, MNRAS, 278, L23-L27
[11] Clarke C.J., Lin D.N.C., Pringle J.E., 1990, MNRAS, 242, 439-446
[12] Goldreich P. & Tremaine S., 1980, ApJ, 241, 425-441
[13] Hartmann L., Calvet N., Gullbring E., D'Alessio P., 1998,495, 385
[14] Hartmann L., 1998, Accretion Processes in Star Formation, Cambridge
[15] Hollenbach D., Johnstone D., Lizano S., Shu F., 1994, ApJ, 428, 654
[16] Johnstone D,, Hollenbach D., Bally J., 1998, ApJ, 499, 758
[17] Kawazoe E., & Mineshige A., 1993, ApJ, 146, 810
[18] Kenyon S.J., Hartmann Lee, 1995, ApJS, 101, 117-171
[19] Lust, R., 1952, Z.Naturforschung, 7a:87-98.
[20] Lynden-Bell, D., 1969, Nature, 223, 690.
[21] Lynden-Bell & Pringle ,1974, MNRAS, 168, 603
[22] Matsuyama J., Johnston D., Hartmann L., 2003 ApJ, 582, 893-904
[23] Matsuyama J., Johnston D., Murray N., 2003, ApJ, 585, L143-L14
[24] McCullough P.R., Fugate R.Q., Christou J.C., Ellerbroek B.L., Higgins
C.H., Spinhirne J.M., Cleis R.A., & Moroney J.F., 1995, ApJ, 438, 394
[25] M. Necati  Ozisik, 1989, Boundary Value Problems of Heat Conduction.
[26] O'Dell c.R., Wen Z., & Hu X., 1993, ApJ, 410
[27] Press W.H., Teukolsky S.A., Vetterling W.T., Flannery B.P., 1992 Numerical
Recipes in Fortran, Cambridge
[28] Pringle J. E., 1981, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 19, 137-162
[29] Ray T.P., Mundt R., Dyson J.E., Falle S.A.E, & Raga A.c., 1996, ApJ,
468, L103-L106
[30] Shakura N. I., and Sunyaev, 1973, Astron. Astrophys., 24, 337-335
[31] Shu F. H., Adams F. C., Lizano S., 1987, ARAA, 25, 23-81
[32] Strom K.M., Strom S.E., Edwards S., Cabrit S., Skrutskie M.F., 1989,AJ,
97, 1451
[33] Youdin A. N. & Shu F. H., 2002, ApJ, 580, 494-505
[34] Weidenschilling S.J., 1977, MNRAS, 180, 57-70
[35] Whipple F.L., 1972, From plasma to planet, p.211, A.Elvius, Wiley, London.
QRCODE
 
 
 
 
 
                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                                               
第一頁 上一頁 下一頁 最後一頁 top
系統版面圖檔 系統版面圖檔