دانلود تحقیق سطح حالت حدی 18 ص

اختصاصی از یاری فایل دانلود تحقیق سطح حالت حدی 18 ص دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 27

سطح حالت حدی

هدف از این بخش؛ یافتن روشی برای یکپارچه کردن قانونمندی رفتار برشی خاک های چسبنده می باشد. در ابتدا با نمونه های تحکیم عادی یافته بحث را آغاز کرده و سپس برای نمونه های بیش تحکیم یافته تعمیم داده می شود.

4-1 – رفتار نمونه های تحکیم عادی یافته

4-1-1- آزمایش های زهکشی نشده بر روی نمونه های تحکیم عادی یافته

سه نمونه از یک نوع خاک رس تحکیم عادی یافته ، تحت آزمایش سه محوری فشاری و در شرایط زهکشی نشده قرار داده شده اند. هر نمونه به ترتیب با تنش میانگین موثر ؛ 3a, 2a ,aقبلاً تحکیم یافته است. در شکل (4-1) ؛ چگونگی تغییرات تنش تفاضلی موثر َq بر حسب کرنش محوری ؟ در این نمونه ها نشان داده شده است. در این حالت:

؟؟؟

به طوری که مشاهده می شود، با افزایش pe تنش میانگین موثر (هیدرواستاتیکی)، تنش تفاضلی َq نیز افزایش می یابد یا به عبارت دیگر؛ خاک مقاومت بیشتری را نشان می دهد. در صورتی که تنش تفاضلی موثر با استفاده از تنش میانگین موثر ؛ هنجار شود، مسیرهای تنش در هر سه نمونه مطابق شکل (4-2) ؛ روی یک منحنی قرار خواهند گرفت.

از بررسی نمودارهای اشکال (4-1) و (4-2) نتیجه می شود که خاک تحت تنش های میانگین متفاوت ، تنش های تفاضلی مختلف، گسیخته می گردد، در حالی که گسیختگی آن تنها در یک تنش تفاضلی هنجار شده ویژه ، انجام می گیرد. نتایج سه آزمایش فوق را می توان مطابق شکل (4-3-الف)؛ در فضای q:pنمایش داد. در این شکل نقاط B3 ,B2 ,B1 ؛ نقاط گسیختگی نمونه ها (کرنش 10%) می باشند. و همانطوری که مشاهده می شود، این نقاط بر یک راستا قرار می گیرند. به عبارت دیگر ، نسبت q/p در حالت گسیختگی مقداری ثابت خواهد بود.

مطابق شکل (4-3- ب) می توان نتایج بدست آمده را در فضای v:p ترسیم نمود. Vمعرف حجم مخصوص خاک می باشد که به صورت ؛ v=1+e و یا نسبت حجم کل به حجم بخش جامد (V/Vs) تعریف می شود. که در آن؛ e نسبت تخلخل خاک است. در این شکل ، ابتدا نمونه ها روی خط تحکیم عادی یعنی در نقاط A3 ,A2 ,A1 قرار داشته ، که با طی فرآیند آزمایش به نقاط B3 ,B2 ,B1 می رسند. در این نمودار مشاهده می شود که به دلیل ثابت ماندن حجم نمونه ها طی آزمایش زهکشی نشده، مسیرهای تنش در فضای v;p به صورت خطوط افقی می باشند. همچنین مکان هندسی نقاط گسیختگی در فضای v:p یک منحنی همانند منحنی تحکیم عادی است.

در صورتی که نتایج آزمایش در فضای q/pe:p/pe ترسیم شوند، مطابق شکل (4-4) سه منحنی روی هم قرار می گیرند.

4-1-2- آزمایش های زهکشی شده بر روی نمونه های تحکیم عادی یافته

سه نمونه از یک نوع خاک رس تحکیم عادی یافته انتخاب شده و تحت آزمایش فشاری سه محوری و در شرایط زهکشی شده قرار می گیرند. نمونه در شکل (4-5-1) نمایش داده شده است. مطابق این نمودار نمونه ای که فشار اولیه بیشتری داشته ، در هنگام گسیختگی مقاومت بالاتری از خود نشان می دهد.

همچنین نمودار؟؟؟ در شکل (4-5-1) نمایش داده شده است. این نمودار نشان می دهد که رفتار هر سه نمونه یکسان می باشد.

اگر نتایج شکل (4-5-1) را هنجار نماییم، نمودار شکل (4-6) بدست می آید. این نمودار بیان می دارد که گر چه سه نمونه تحت فشارهای اولیه مختلف ، در هنگام گسیختگی مقاومت های متفاوتی از خود نشان می دهند ، ولی همواره نسبت q/pe برای نمونه ها یکسان می باشد.

مسیرهای تنش در فضای q:p برای نمایش زهکشی شده در شکل (4-7-الف) نشان داده شده است، در این شکل مسیرهای تنش خطوطی مستقیم هستند که شیب آنها 3:1 می باشد. با توجه به این که:

؟؟؟؟

چون در آزمایش سه محوری فشار ؟ ثابت بوده؟ افزایش داده می شود، بنابر این:

؟؟؟؟

مسیرهای تنش از نقاطی روی محور فشارهای اولیه یعنی نقاط؛ A3 ,A2 ,A1 شروع شده و به نقاط B3 ,B2 ,B1 ختم می شوند. مکان هندسی نقاط انتهایی در فضای q:p یک خط مستقیم می باشد. مسیرهای تنش در فضای v:p نیز مطابق شکل (4-7-ب) از نقاط A3 ,A2 ,A1 شروع شده و در هنگام شکست به نقاط B3 ,B2 ,B1 می رسند.

تحقیق درمورد سطح خورشید 13 ص

اختصاصی از یاری فایل تحقیق درمورد سطح خورشید 13 ص دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 13

سطح خورشید

مقدمه

خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 1.4 میلیون کیلومتر (870000 مایل) است. جرم این ستاره 7 برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین 750 برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید ، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.

مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید ، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش 160 برابر آب می‌باشد. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده ، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، 3.9 میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم 2 میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه ، این انرژی به زمین می‌رسد.هنگامی که خورشید منبسط می شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود 150برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن 1000برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی

زبانه حلقوی در شکل پایین ، خطوط میدان مغناطیسی ، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973 ، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) 000/588 کیلومتر (365.000 مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی ، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی ، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.

باد خورشیدی

هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل900 کیلومتر (560 مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است.