research centers


Search results: Found 3

Listing 1 - 3 of 3
Sort by

Article
Study The Spin Down Luminosity And Flux Density For Pulsar Stars By Using Hallo Cone Model
دراسة تباطؤ اللمعانية وكثافة الفيض للنجوم النابضة باستخدام نموذج الاسطوانة الضوئية

Authors: Sundus A. Abdullah سندس عبد العباس عبدالله --- Ban Sabah بان صباح --- Marwa Muder مروة مضر
Journal: Iraqi Journal of Science المجلة العراقية للعلوم ISSN: 00672904/23121637 Year: 2016 Volume: 57 Issue: 3B Pages: 2161-2172
Publisher: Baghdad University جامعة بغداد

Loading...
Loading...
Abstract

There are different types of young isolated NSs: radio pulsars, compact central X-ray sources in supernova, magentas: anomalous x-ray pulsars (AXPs) and soft gamma-ray repeaters (SGRs).This paper shows that the value of magnetic field (B), characteristic age (T_ch), spin down luminosity (L_sp), equilibrium period (P_eq) and Flux density (S_mjy) was determined depending on some properties of pulsar star, such as the value of period of the pulsar (P) and the time derivative period (P^•) for sample stars which were adopted. The model that which adopted is Hallo Cone Model. The results showed that the Normal pulsar stars have a big magnetic field, equilibrium period and Spin down than the Millisecond pulsar stars.But Millisecond pulsar stars have large values of Luminosity and Flux density than Normal pulsar star that mean Normal pulsar star is lose its energy in long time that mean its younger than Millisecond Pulsar star.

هنالك انواع مختلفة من النجوم النوترونية المعزولة مثل النجوم الراديوية النابضة ونجوم مركزية من نجوم الاشعة السينية في مركز السوبر نوفا ونجوم الاشعة السينية الراديوية النابضة ونجوم اشعة كاما النابضة . في هذا البحث قيمة المجال مغناطبسي والعمر المميز وتباطؤء اللمعانية ومدة التوازن بالاضاقة الى كثافة الفيض تم تعيينها بالاعتماد على بعض الخواص لنجوم النابضات مثل الفترة للنجم النابض ومشتقة الفترة لعينة من النجوم تم اعتمادها .النموذج الذي تم الاعتماد عليه بالدراسة هو نموذج الاسطوانة الضوئبة .بينت النتائج ان النجوم الاعتيادية الفترة تملك مجالا مغناطسي اكبر وفترة توازن وكذلك اكثر تباطؤ من النجوم الملي ثانية النابضة لكن نجوم الملي ثانية لها لمعانية اكثر وكتافة فيض اكبر اي ان النجوم الاعتيادية الفترة تفقد طاقتها بزمن اطول اي انها نجوم حديثة التكوين.


Article
Study the Mechanism’s Glitches with Age for Neutron Stars
دراسة ميكانيكية عدم الانتظام الظاهري للنبضات مع عمر النجوم النيوترونية

Authors: Marwa M. Yaseen مروة مضر ياسين --- Sundus A. Abdullah سندس عبد العباس عبدالله
Journal: Iraqi Journal of Science المجلة العراقية للعلوم ISSN: 00672904/23121637 Year: 2017 Volume: 58 Issue: 3A Pages: 1324-1332
Publisher: Baghdad University جامعة بغداد

Loading...
Loading...
Abstract

Glitches are sudden increases in the rotational frequency (ν) of a neutron star. Glitches usually occur as fractional increase in the frequency of the order of ∆ν⁄ν =〖10〗^(-11)- 〖10〗^(-5).In this work we study the glitch in normal and magnetar pulsar stars, glitches are small or absent in the millisecond pulsar star because it is old star whereas the weak glitch activity of young pulsars by the fact that their internal temperatures are still too high for the crust to store a large stress .The results showed that NART (pulsed emission only at infrared) normal pulsar has more glitches than AXP (Anomalous X-ray Pulsar) and HE (Spin-powered pulsar with pulsed emission from radio to infrared or higher frequencies) stars, as the same time HE stars have more glitches than AXP, in a good agreement with the previous studies. From the results can be conclude that study of neutron star glitches is a very important study in the evolution of neutron star as it helps in probing the neutron star interior.

عدم الانتظام الظاهري للفترة هو زيادة مفاجئة في التردد الدوارني (ν) للنج م النيوتروني. وتحدث نتيجة زيادة جزئية في التردد وبمقدار ∆ν⁄ν = 〖10〗^(-11)- 〖10〗^(-5) في هذا البحث تمت دراسة ظاهرة التغير المفاجيء لنجوم النابضة من نوع الاعتيادية والمغناطيسية. تكون هذه الظاهرة قليلة او لاتظهر في نجوم الملي ثانية النابضة لانها نجوم قديمة التكوين جدا . ضعف نشاط النجوم الشابة النابضة يعزي نوعا ما ان درجة الحرارة الداخلية تبقى عالية جداا للقشرة النجمية لتخزن جهد عالي. بينت النتائج ان النجوم الاعتيادية نوع NART (نبض الانبعاثات فقط في الأشعة تحت الحمراء) تمتلك عدم انتظام للنبضة اكثر AXP( نابض ذات انبعاث في الاشعه السينيه) و HE (نبض ذات تردد عالي وانبعاث من الاشعاع الراديوي الى اشعاع التحت الحمراء) وHE تمتلك عدم انتظام للنبضة اكثر من AXP وهذا العمل يتفق مع نتائج الدراسات السابقة, من خلال النتائج يمكن الاستنتاج ان دراسة ظاهرة عدم الانتظام الظاهري للفترة مهم جدا لدراسة التركيب الداخلي للنجم النيوتروني.

Keywords

Neutron stars --- glitches --- pulsars


Article
THE EVOLUTION OF PLANETARY NEBULAE(PN) AND FADING TIME ACCORDING TO SYNTHETIC MODEL
نشوء السدم الكوكبية (PN) وزمن الخفوت وفقا الى النموذج التركيبي

Authors: Sundus A.Abdullah سندس عبد العباس عبدالله --- Nedera A. Ali نذيرة عباس علي --- Muhamed A.Abutaib محمد احمد ابو الطيب
Journal: Iraqi Journal of Science المجلة العراقية للعلوم ISSN: 00672904/23121637 Year: 2012 Volume: 53 Issue: 1 Pages: 209-214
Publisher: Baghdad University جامعة بغداد

Loading...
Loading...
Abstract

Planetary nebulae (PN) represents the short phase in the life of stars with masses (0.89-7) M☉. Several physical processes taking place during the red giant phase of low and intermediates-mass stars. These processes include :1) The regular (early ) wind and the envelope ejection, 2) The thermal pulses during Asymptotic Giant Branch (AGB ) phase. In this paper it is briefly discussed how such processes affect the mass range of Planetary Nebulae(PN) nuclei(core) and their evolution, and the PN life time, and fading time for the masses which adopted. The Synthetic model is adopted. The envelope mass of star (MeN ) and transition time (ttr) calculated respectively for the parameter (MeR =1.5,2, 3×10-3 M☉). Another time scale is of capital importance for the understanding of PN and their nuclei, it is the fading time ( tf). The results indicated that for each observed nebulae( ttr < tPN) also the fading time is sensitive to mass core(MH) of star, the mass with 1.2 M☉ takes only (25 yr ) to fading, while the mass with (0.66 M☉) takes about ( 4715 yr) years to fading. The calculations showed that (ttr) increases with the increasing of final mass( Mf). The initial nebulae radius will also increase with (Mf) thus will correlate with the location of nucleus on the HR diagram.

السدم الكوكبية تمثل مرحلة قصيرة من حياة النجوم التي كتلها تتراوح بين(0.89 -7) كتلة شمسية(M☉). هنالك عدة عمليات فيزيائية تحدث خلال مرحلة نجوم العمالقة الحمر ذات الكتل الواطئة والوسط. هذه العمليات تحدث في طورين 1- المرحلة المبكرة المنتظمة ونزع الغلاف 2-مرحلة النبضات الحرارية خلال طور التقارب العملاق AGB.

Keywords

Listing 1 - 3 of 3
Sort by
Narrow your search

Resource type

article (3)


Language

English (2)

Arabic and English (1)


Year
From To Submit

2017 (1)

2016 (1)

2012 (1)