برای ارتباط با ما می توانید از طریق شماره موبایل زیر از طریق تماس و پیامک با ما در ارتباط باشید

09117307688
09117179751

در صورت عدم پاسخ گویی از طریق پیامک با پشتیبان در ارتباط باشید

دسترسی نامحدود

برای کاربرانی که ثبت نام کرده اند

ضمانت بازگشت وجه

درصورت عدم همخوانی توضیحات با کتاب

پشتیبانی

از ساعت 7 صبح تا 10 شب

دانلود کتاب Three dimensional Monte Carlo simulations of ionized nebulae

دانلود کتاب شبیه سازی سه بعدی مونت کارلو از سحابی های یونیزه شده

مشخصات کتاب

Three dimensional Monte Carlo simulations of ionized nebulae

دسته بندی: ستاره شناسی
ویرایش:  
نویسندگان: Barbara Ercolano  
سری:  
ISBN (شابک) : 9781339470955 
ناشر: University College London (University of London) 
سال نشر: 2002 
تعداد صفحات: 191 
زبان: English 
فرمت فایل : PDF (درصورت درخواست کاربر به PDF، EPUB یا AZW3 تبدیل می شود) 
حجم فایل: 11 مگابایت

قیمت کتاب (تومان) : 38,000

میانگین امتیاز به این کتاب :
تعداد امتیاز دهندگان : 25

در صورت تبدیل فایل کتاب Three dimensional Monte Carlo simulations of ionized nebulae به فرمت های PDF، EPUB، AZW3، MOBI و یا DJVU می توانید به پشتیبان اطلاع دهید تا فایل مورد نظر را تبدیل نمایند.

توجه داشته باشید کتاب شبیه سازی سه بعدی مونت کارلو از سحابی های یونیزه شده نسخه زبان اصلی می باشد و کتاب ترجمه شده به فارسی نمی باشد. وبسایت اینترنشنال لایبرری ارائه دهنده کتاب های زبان اصلی می باشد و هیچ گونه کتاب ترجمه شده یا نوشته شده به فارسی را ارائه نمی دهد.

توضیحاتی در مورد کتاب شبیه سازی سه بعدی مونت کارلو از سحابی های یونیزه شده

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.

توضیحاتی درمورد کتاب به خارجی

The study of photoionized environments is fundamental to many astrophysical problems. Up to the present most photoionization codes have numerically solved the equations of radiative transfer by making the extreme simplifying assumption of spherical symmetry. Unfortunately very few real astronomical nebulae satisfy this requirement. To remedy these shortcomings, a self-consistent, three-dimensional radiative transfer code has been developed using Monte Carlo techniques. The code, Mocassin, is designed to build realistic models of photoionized nebulae having arbitrary geometries and density distributions with both the stellar and diffuse radiation fields treated self-consistently. In addition, the code is capable of treating one or more exciting stars located at non-central locations. The gaseous region is approximated by a cuboidal Cartesian grid composed of numerous cells. The physical conditions within each grid cell are determined by solving the thermal equilibrium and ionization balance equations. This requires a knowledge of the local primary and secondary radiation fields, which are calculated self-consistently by locally simulating the individual processes of ionization and recombination. The main structure and computational methods used in the Mocassin code are described in this thesis. Mocassin has been benchmarked against established one-dimensional spherically symmetric codes for a number of standard cases, as defined by the Lexington/Meudon photoionization workshops (Pequignot, 1986; Ferland et al., 1995; Pequignot et al., 2001). The results obtained for the benchmark cases are satisfactory and are presented in this work. A performance analysis has also been carried out and is discussed here. The code has been applied to construct a realistic model of the planetary nebula NGC 3918. Three different geometric models were tried, the first being the biconical density distribution already used by Clegg et al. (1987). In this model the nebula is approximated by a biconical structure of enhanced density, embedded in a lower density spherical region. Spindle-like density distributions were used for the other two models (models A and B). Model A used a mass distribution slightly modified from one of Mellema's (1996) hydrodynamical models that had already been adopted by Corradi et al. (1999) for their observational analysis of NGC 3918. The spindle-like model B instead used an analytical expression to describe the shape of the inner shell of this object as consisting of an ellipsoid embedded in a sphere. The effects of the interaction of the diffuse fields coming from two adjacent regions of different densities were investigated. These are found to be non-negligible, even for the relatively uncomplicated case of a biconical geometry. It was found that the ionization structure of low ionization species near the boundaries is particularly affected. All three models provided acceptable matches to the integrated nebular optical and ultraviolet spectrum. Large discrepancies were found between all of the model predictions of infrared fine-structure line fluxes and ISO SWS measurements. This was found to be largely due to an offset of ~ 14 arcsec from the centre of the nebula that affected all of the ISO observations of NGC 3918. For each model, projected emission-line maps and position-velocity diagrams from synthetic long-slit spectra were also produced, which could be compared to recent HST images and ground-based long-slit echelle spectra. This comparison showed that spindle-like model B provided the best match to the observations. It was therefore shown that although the integrated emission line spectrum of NGC 3918 can be reproduced by all three of the three-dimensional models investigated in this work, the capability of creating projected emission-line maps and position-velocity diagrams from synthetic long-slit spectra was crucial in constraining the structure of this object. A model of one of the hydrogen deficient knots (J3) of the born-again planetary nebula Abell 30 has also been constructed. Chemical and density inhomogeneities within the knots are included in order to reproduce the observed spectrum. The final model consists of a dense core of highly C-O-enriched material, surrounded by an optically thin envelope of hydrogen-deficient material with somewhat less enhanced C and O abundances. A simplified treatment of dust photoelectric heating was implemented for this model, and it was found that dust grains played a very important role in the energy balance of the knot, providing the dominant source of heating via their photoelectron emission in the optically thin outer layer. A dust-to-gas ratio of 0.05 by mass was sufficient to obtain a temperature structure in the knot, which was suitable for the observed spectroscopic features to be produced.