Дискілік галактикаларды моделдеу
Соңғы мәліметтер бойынша, әлемдегі қараңғы материя көрінетін, «барионды» материямен салыстырғанда 5 есе көп [39]. Қараңғы материя, болжамдарға сай, тек қана гравитациялық әсерлесуге қатысады. Алайда, оның бар болуын галактикалар айналу қисықтарын, гравитациялық линзалауды, реликтік сәулеленуде із қалдырған тығыздықтың флуктуациясын зерттей отырып тіркеуге болады. Қараңғы материя галактикалар айналасында гравитациялық – байланысқан үлкен ұйытқулар құрау қажет. [40].
Космологияның маңызды проблеммаларының бірі – біздің галактикамызға серік ергежейлі галактикалардың болжалған және бақыланатын сандарының арасындағы ерекшелік болып табылады [41]. Сонымен қатар есептеулер өз құрамында газды ұстай алып олардан жұлдыздар туғызуға қабілетті емес гало санынң көп болуын болжайды. Осындай объектілер галактикалардың галосында жиналып, олардың қараңғы серіктері болуы тиіс. Келтірілген тақырып бойынша көптеген зерттеулердің глобалды мақсаты: қараңғы серіктердің галактика бойымен қозғалысы кезіндегі, олардың галактика дискілеріне әсерін тіркеу болып табылады. Ал компьютерлік моделдер осы процестерді зерттеуге орасан зор көмек береді.
Берілген есептерді шешуді бастамас бұрын, ең алғаш реалды галатикалар дискілерін құру, таңдалғын моделдің сандық схемасының дұрыстығын текскру, моделдеуге керекті бөлшектер санын дұрыс таңдауға үйрену керек. Келтірілген есептерді шешу үшін, жақсы танымал теориялық нәтежені қайталауға болады. Бұл диск тұрақтылығының Тумре крийтериі [42].
Осындай тексеріс жасау – көптеген жұмыстардың негізін құрайды. Мысалы, [43] еңбекте, N-body әдісімен галактика дискісінің сандық моделдеуі жасалған. Денелер саны — 5000. Есептеу әдісі – қозғалыс теңдіктерін итегралдау үшін тікелей суммалау мен «leap frog» схемасын қолдану. Бастапқы жылдамдықтар — кеплерлікке қосылған жылдамдықтардың радиалды дисперсиясы. Жүйенің эволюциясы әр түрлі дисперсия кезінде бақыланған. Дисперсияның жеткілікті үлкен мәндерінде, Тумре тұрақтылық крийтериіне сәйкес галактикалық диск тұрақты екендігі көрсетілген:
Космологияның маңызды проблеммаларының бірі – біздің галактикамызға серік ергежейлі галактикалардың болжалған және бақыланатын сандарының арасындағы ерекшелік болып табылады [41]. Сонымен қатар есептеулер өз құрамында газды ұстай алып олардан жұлдыздар туғызуға қабілетті емес гало санынң көп болуын болжайды. Осындай объектілер галактикалардың галосында жиналып, олардың қараңғы серіктері болуы тиіс. Келтірілген тақырып бойынша көптеген зерттеулердің глобалды мақсаты: қараңғы серіктердің галактика бойымен қозғалысы кезіндегі, олардың галактика дискілеріне әсерін тіркеу болып табылады. Ал компьютерлік моделдер осы процестерді зерттеуге орасан зор көмек береді.
Берілген есептерді шешуді бастамас бұрын, ең алғаш реалды галатикалар дискілерін құру, таңдалғын моделдің сандық схемасының дұрыстығын текскру, моделдеуге керекті бөлшектер санын дұрыс таңдауға үйрену керек. Келтірілген есептерді шешу үшін, жақсы танымал теориялық нәтежені қайталауға болады. Бұл диск тұрақтылығының Тумре крийтериі [42].
Осындай тексеріс жасау – көптеген жұмыстардың негізін құрайды. Мысалы, [43] еңбекте, N-body әдісімен галактика дискісінің сандық моделдеуі жасалған. Денелер саны — 5000. Есептеу әдісі – қозғалыс теңдіктерін итегралдау үшін тікелей суммалау мен «leap frog» схемасын қолдану. Бастапқы жылдамдықтар — кеплерлікке қосылған жылдамдықтардың радиалды дисперсиясы. Жүйенің эволюциясы әр түрлі дисперсия кезінде бақыланған. Дисперсияның жеткілікті үлкен мәндерінде, Тумре тұрақтылық крийтериіне сәйкес галактикалық диск тұрақты екендігі көрсетілген:
1.2.1 Дискілік галактикаларды моделдеу.
Соңғы мәліметтер бойынша, әлемдегі қараңғы материя көрінетін, барионды материямен салыстырғанда 5 есе көп [39]. Қараңғы материя, болжамдарға сай, тек қана гравитациялық әсерлесуге қатысады. Алайда, оның бар болуын галактикалар айналу қисықтарын, гравитациялық линзалауды, реликтік сәулеленуде із қалдырған тығыздықтың флуктуациясын зерттей отырып тіркеуге болады. Қараңғы материя галактикалар айналасында гравитациялық - байланысқан үлкен ұйытқулар құрау қажет. [40].
Космологияның маңызды проблеммаларының бірі - біздің галактикамызға серік ергежейлі галактикалардың болжалған және бақыланатын сандарының арасындағы ерекшелік болып табылады [41]. Сонымен қатар есептеулер өз құрамында газды ұстай алып олардан жұлдыздар туғызуға қабілетті емес гало санынң көп болуын болжайды. Осындай объектілер галактикалардың галосында жиналып, олардың қараңғы серіктері болуы тиіс. Келтірілген тақырып бойынша көптеген зерттеулердің глобалды мақсаты: қараңғы серіктердің галактика бойымен қозғалысы кезіндегі, олардың галактика дискілеріне әсерін тіркеу болып табылады. Ал компьютерлік моделдер осы процестерді зерттеуге орасан зор көмек береді.
Берілген есептерді шешуді бастамас бұрын, ең алғаш реалды галатикалар дискілерін құру, таңдалғын моделдің сандық схемасының дұрыстығын текскру, моделдеуге керекті бөлшектер санын дұрыс таңдауға үйрену керек. Келтірілген есептерді шешу үшін, жақсы танымал теориялық нәтежені қайталауға болады. Бұл диск тұрақтылығының Тумре крийтериі [42].
Осындай тексеріс жасау - көптеген жұмыстардың негізін құрайды. Мысалы, [43] еңбекте, N-body әдісімен галактика дискісінің сандық моделдеуі жасалған. Денелер саны -- 5000. Есептеу әдісі - қозғалыс теңдіктерін итегралдау үшін тікелей суммалау мен leap frog схемасын қолдану. Бастапқы жылдамдықтар -- кеплерлікке қосылған жылдамдықтардың радиалды дисперсиясы. Жүйенің эволюциясы әр түрлі дисперсия кезінде бақыланған. Дисперсияның жеткілікті үлкен мәндерінде, Тумре тұрақтылық крийтериіне сәйкес галактикалық диск тұрақты екендігі көрсетілген:
Q=σk3 .36G Σ1 (1.2)
Бұл жерде, Q -- Тумре параметрі, k -- эпициклдық жиелік, σ -- жылдамдық дисперсиясы, Σ -- беттік тығыздық.
Жылдамдықтар дисперсиясының аз мәндерінде, галактиканың бір айналымына сәйкес уақыт ішіде, диск құрамында жекелеген ұйытқулар пайда болды. Ал жылдамдықтар дисперсияның өсуімен, диск жекелеген ұыйтқуларға бөліну төзімділігі артады.
1.2.2 Астрофизикалық объектілер коллапсын моделдеу
Магниттелген және магниттелген емес айналмалы объкетілердің коллапс процестері - соған байланыста бақылаулар нәтежесіндегі мәләметтердің молаюы себебінен астрофизикалық, теориялық ізденістердің бірі болып отыр. Коллапс процесі жұлдыз эволюциясының бастыпқы кезеңінен (жұлдыздың қалыптасуы), соңғы кезеңіне (коллапсқа ұшыраған ядросы бар аса жаңа жұлдыздың жарылысы) дейін орын алады.
Айналмалы протожұлдыздық бұлттардың коллапстарын зерттеуге бағытталған көптеген жұмыстардың [44 - 46] болуына қарамастан, бүгінгі күнге дейін - коллапстың нәтежесінде бұлттың экваториалдық жазықтығындағы тығыздықтың таралуы қандай болады деген сұрақтың жауап жоқ. Осыған дейінгі бұл сұрақтың айналасында жүргізілген сандық моделдер нәтежелері әр түрлі болды. Эйлер айнымаларының айырмалар схемасына негізделген, яғни бұрыштық моменттердіқ бұлттың ортасына қарай ығысқан, сандық моделдерді қолдану нәтежесінде, коллапс кезінде экваторлық жазықтықтағы тығыздықтың таралуы сақина тәріздес (тор) болатыны анықталды. [47] жұмыста көрсетілгендей, айырмалар негізінде айналу моментінің ішке қарай ығысуы [44] нәтежесінде есептің шешімі сақина тәрездес болуына, ал [45], жұмыста қолданған айырмалар негізінде айналу моментінің сыртқа қарай ығысуы нәтежесінде есептің шешімі диск тәрездес болуына әкеліп соғады.
Магниттелген протожұлдыздық бұлттардың эволюциясын зерттеу жас жұлдыздарға тән, заттың сыртқы ортаға лақтырылуына сәйкес ерекше қызығушылық тудырады. Дифференциалды айналмалы магнит өрісінің болуы - оның тороидалды компонентінің пайда болып күшейуіне, МГД-соққы толқынардық түзілуі нәтежесіндегі сыртқа қарай қозғалуымен себептелген бұлт затының лақтырылуына әкеледі.
Қазіргі кездегі актуалды, соңына дейін шешілмеген проблемаға коллапсталатын ядросы бар аса жаңаның жарылу механизімін түсіндіру жатады. Зерттеудің бастапқы кезеңінде, массивті жұлдыздың темір ядросының коллапсы процесінде, центірден таралып, аса жаңаның пайда болуына себеп болатын, итермелі соққы толқын түзіледі деген болжау ұсынылды. Алайда итермелі соққы толқынның әрекетіне негізделген не бір өлшемді (сфералық - симметриялы), не екі немесе үш өлшемді моделдер коллапсталатын ядроға ие аса жаңа ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Соңғы мәліметтер бойынша, әлемдегі қараңғы материя көрінетін, барионды материямен салыстырғанда 5 есе көп [39]. Қараңғы материя, болжамдарға сай, тек қана гравитациялық әсерлесуге қатысады. Алайда, оның бар болуын галактикалар айналу қисықтарын, гравитациялық линзалауды, реликтік сәулеленуде із қалдырған тығыздықтың флуктуациясын зерттей отырып тіркеуге болады. Қараңғы материя галактикалар айналасында гравитациялық - байланысқан үлкен ұйытқулар құрау қажет. [40].
Космологияның маңызды проблеммаларының бірі - біздің галактикамызға серік ергежейлі галактикалардың болжалған және бақыланатын сандарының арасындағы ерекшелік болып табылады [41]. Сонымен қатар есептеулер өз құрамында газды ұстай алып олардан жұлдыздар туғызуға қабілетті емес гало санынң көп болуын болжайды. Осындай объектілер галактикалардың галосында жиналып, олардың қараңғы серіктері болуы тиіс. Келтірілген тақырып бойынша көптеген зерттеулердің глобалды мақсаты: қараңғы серіктердің галактика бойымен қозғалысы кезіндегі, олардың галактика дискілеріне әсерін тіркеу болып табылады. Ал компьютерлік моделдер осы процестерді зерттеуге орасан зор көмек береді.
Берілген есептерді шешуді бастамас бұрын, ең алғаш реалды галатикалар дискілерін құру, таңдалғын моделдің сандық схемасының дұрыстығын текскру, моделдеуге керекті бөлшектер санын дұрыс таңдауға үйрену керек. Келтірілген есептерді шешу үшін, жақсы танымал теориялық нәтежені қайталауға болады. Бұл диск тұрақтылығының Тумре крийтериі [42].
Осындай тексеріс жасау - көптеген жұмыстардың негізін құрайды. Мысалы, [43] еңбекте, N-body әдісімен галактика дискісінің сандық моделдеуі жасалған. Денелер саны -- 5000. Есептеу әдісі - қозғалыс теңдіктерін итегралдау үшін тікелей суммалау мен leap frog схемасын қолдану. Бастапқы жылдамдықтар -- кеплерлікке қосылған жылдамдықтардың радиалды дисперсиясы. Жүйенің эволюциясы әр түрлі дисперсия кезінде бақыланған. Дисперсияның жеткілікті үлкен мәндерінде, Тумре тұрақтылық крийтериіне сәйкес галактикалық диск тұрақты екендігі көрсетілген:
Q=σk3 .36G Σ1 (1.2)
Бұл жерде, Q -- Тумре параметрі, k -- эпициклдық жиелік, σ -- жылдамдық дисперсиясы, Σ -- беттік тығыздық.
Жылдамдықтар дисперсиясының аз мәндерінде, галактиканың бір айналымына сәйкес уақыт ішіде, диск құрамында жекелеген ұйытқулар пайда болды. Ал жылдамдықтар дисперсияның өсуімен, диск жекелеген ұыйтқуларға бөліну төзімділігі артады.
1.2.2 Астрофизикалық объектілер коллапсын моделдеу
Магниттелген және магниттелген емес айналмалы объкетілердің коллапс процестері - соған байланыста бақылаулар нәтежесіндегі мәләметтердің молаюы себебінен астрофизикалық, теориялық ізденістердің бірі болып отыр. Коллапс процесі жұлдыз эволюциясының бастыпқы кезеңінен (жұлдыздың қалыптасуы), соңғы кезеңіне (коллапсқа ұшыраған ядросы бар аса жаңа жұлдыздың жарылысы) дейін орын алады.
Айналмалы протожұлдыздық бұлттардың коллапстарын зерттеуге бағытталған көптеген жұмыстардың [44 - 46] болуына қарамастан, бүгінгі күнге дейін - коллапстың нәтежесінде бұлттың экваториалдық жазықтығындағы тығыздықтың таралуы қандай болады деген сұрақтың жауап жоқ. Осыған дейінгі бұл сұрақтың айналасында жүргізілген сандық моделдер нәтежелері әр түрлі болды. Эйлер айнымаларының айырмалар схемасына негізделген, яғни бұрыштық моменттердіқ бұлттың ортасына қарай ығысқан, сандық моделдерді қолдану нәтежесінде, коллапс кезінде экваторлық жазықтықтағы тығыздықтың таралуы сақина тәріздес (тор) болатыны анықталды. [47] жұмыста көрсетілгендей, айырмалар негізінде айналу моментінің ішке қарай ығысуы [44] нәтежесінде есептің шешімі сақина тәрездес болуына, ал [45], жұмыста қолданған айырмалар негізінде айналу моментінің сыртқа қарай ығысуы нәтежесінде есептің шешімі диск тәрездес болуына әкеліп соғады.
Магниттелген протожұлдыздық бұлттардың эволюциясын зерттеу жас жұлдыздарға тән, заттың сыртқы ортаға лақтырылуына сәйкес ерекше қызығушылық тудырады. Дифференциалды айналмалы магнит өрісінің болуы - оның тороидалды компонентінің пайда болып күшейуіне, МГД-соққы толқынардық түзілуі нәтежесіндегі сыртқа қарай қозғалуымен себептелген бұлт затының лақтырылуына әкеледі.
Қазіргі кездегі актуалды, соңына дейін шешілмеген проблемаға коллапсталатын ядросы бар аса жаңаның жарылу механизімін түсіндіру жатады. Зерттеудің бастапқы кезеңінде, массивті жұлдыздың темір ядросының коллапсы процесінде, центірден таралып, аса жаңаның пайда болуына себеп болатын, итермелі соққы толқын түзіледі деген болжау ұсынылды. Алайда итермелі соққы толқынның әрекетіне негізделген не бір өлшемді (сфералық - симметриялы), не екі немесе үш өлшемді моделдер коллапсталатын ядроға ие аса жаңа ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz