عرض مصدر عدم الاستقرار رايلي - تايلور

[[ملف:HD-Rayleigh-Taylor.gif|يسار|تصغير|400x400بك| محاكاة [[جريان الموائع|الديناميكا المائية]] ل «مؤشر» واحد من عدم الاستقرار رايلي - تايلور.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://math.lanl.gov/Research/Highlights/amrmhd.shtml
| عنوان = Parallel AMR Code for Compressible MHD or HD Equations
| ناشر = [[مختبر لوس ألاموس الوطني]]
| تاريخ الوصول = 2006-09-05
| الأخير = Li, Shengtai
| الأخير2 = Hui Li
| lastauthoramp = yes
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180108085020/http://math.lanl.gov/Research/Highlights/amrmhd.shtml | تاريخ أرشيف = 8 يناير 2018 }}</ref> لاحظ تشكيل حالة [[عدم الإستقرار كلفن-هيلمهولتز]]، في اللقطات الثانية واللاحقة الموضحة (تبدأ في البداية حول المستوى <math>y=0</math>)، وكذلك تشكيل «غطاء المشروم» في مرحلة لاحقة في الإطار الثالث والرابع في التسلسل. ]]
'''عدم الاستقرار رايلي - تايلور'''، أو حالة '''عدم الاستقرار RT''' (نسبة إلى [[جون ويليام ستروت ريليه|اللورد]] [[جون ويليام ستروت ريليه|جون ويليام ستروت]] و[[جيفري إنغرام تايلور]])، هو عدم استقرار واجهة بين [[مائع|سائلين]] [[كثافة|بكثافات]] مختلفة والتي تحدث عندما يدفع السائل الأخف السائل الثقيل.<ref name="Sharp84">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Sharp, D.H.|عنوان=An Overview of Rayleigh-Taylor Instability|صحيفة=Physica D|المجلد=12|العدد=1|تاريخ=1984|صفحات=3–18|DOI=10.1016/0167-2789(84)90510-4|bibcode=1984PhyD...12....3S|مسار= https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1104671/|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200807093219/https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1104671/|تاريخ أرشيف=2020-08-07}}</ref><ref name="Drazin_50_512">[[Philip Drazin|Drazin]] (2002) pp. 50–51.</ref> تشمل الأمثلة سلوك المياه المعلقة فوق النفط في [[جاذبية أرضية|جاذبية الأرض]]، و[[سحابة عيش الغراب]] مثل تلك الناتجة عن [[أنواع الثورات البركانية|الانفجارات البركانية والانفجارات]] [[انفجار نووي|النووية]] في الغلاف الجوي،<ref>https://gizmodo.com/why-nuclear-bombs-create-mushroom-clouds-1468107869 {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200807083106/https://gizmodo.com/why-nuclear-bombs-create-mushroom-clouds-1468107869|date=2020-08-07}}</ref> وانفجارات [[مستعر أعظم|السوبرنوفا]] حيث يتم تسريع الغاز الأساسي المتوسع إلى قذيفة غاز أكثر كثافة،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Wang, C.-Y.|الأخير2=Chevalier R. A.|last-author-amp=yes|عنوان=Instabilities and Clumping in Type Ia Supernova Remnants|arxiv=astro-ph/0005105v1|تاريخ=2000|DOI=10.1086/319439|المجلد=549|العدد=2|صحيفة=The Astrophysical Journal|صفحات=1119–1134|bibcode=2001ApJ...549.1119W}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|الفصل=Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud|الأول=W.|مؤلف1=Hillebrandt|الأول2=P.|مؤلف2=Höflich|عنوان=Stellar Astrophysics|محرر1=R. J. Tayler|ناشر=[[سي آر سي بريس]]|تاريخ=1992|ISBN=978-0-7503-0200-5|صفحات=249–302}}. See page 274.</ref> كذالك عدم الاستقرار في مفاعلات اندماج البلازما<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=H. B.|الأخير=Chen|الأول2=B.|الأخير2=Hilko|الأول3=E.|الأخير3=Panarella|عنوان=The Rayleigh–Taylor instability in the spherical pinch|صحيفة=Journal of Fusion Energy|المجلد=13|العدد=4|تاريخ=1994|DOI=10.1007/BF02215847|صفحات=275–280|bibcode=1994JFuE...13..275C}}</ref> واندماج القصور الذاتي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأول=R.|الأخير=Betti|الأول2=V.N.|الأخير2=Goncharov|الأول3=R.L.|الأخير3=McCrory|الأول4=C.P.|الأخير4=Verdon|عنوان=Growth rates of the ablative Rayleigh–Taylor instability in inertial confinement fusion|صحيفة=Physics of Plasmas|المجلد=5|العدد=5|تاريخ=1998|صفحات=1446–1454|bibcode=1998PhPl....5.1446B|DOI=10.1063/1.872802}}</ref>

الماء المعلق فوق النفط هو مثال يومي على عدم استقرار رايلي - تايلور، ويمكن [[نمذجة علمية|تشكيله]] بواسطة طبقتين متوازيتين تمامًا من السائل غير القابل [[امتزاجية|للامتزاج]]، السائل الأكثر كثافة فوق السائل الأقل كثافة وكلاهما يخضعان لجاذبية الأرض. [[توازن ميكانيكي|التوازن]] هنا غير مُستقر لأي [[نظرية التقليب|تقليبات]] أو اضطرابات في الواجهة: إذا تم إزاحة جزء من السائل الأثقل إلى الأسفل مع إزاحة حجم متساوٍ من سائل الأخف إلى الأعلى، فإن الطاقة الكامنة للتكوين تكون أقل من الحالة الأولية. وبالتالي فإن الاضطراب سوف ينمو ويؤدي إلى إطلاق إضافي [[طاقة وضع|للطاقة الكامنة]]، حيث تتحرك المادة الأكثر كثافة للأسفل تحت مجال الجاذبية (الفعال)، وتزاح المادة الأقل كثافة إلى أعلى. كانت هذه هي الطريقة التي درسها اللورد رايلي.<ref name="Drazin_50_512" /> كانت البصيرة الهامة التي قدمها جي آي تايلور هي إدراكه أن هذا الموقف يعادل الحالة عندما يتم [[تسارع]] السوائل، مع تسارع السائل الأقل كثافة إلى السائل الأكثر كثافة.<ref name="Drazin_50_512" /> يحدث هذا في أعماق المياه على سطح فقاعة متوسعة وفي الانفجار النووي.<ref>{{استشهاد ويب
| مسار = http://www.dtic.mil/dtic/tr/fulltext/u2/737271.pdf
| عنوان = EVALUATION OF VARIOUS THEORETICAL MODELS FOR UNDERWATER EXPLOSION
| تاريخ = 1971
| ناشر = U.S. Government
| صفحات = 86
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20121018020911/http://www.dtic.mil/dtic/tr/fulltext/u2/737271.pdf
| تاريخ أرشيف = October 18, 2012
| تاريخ الوصول = October 9, 2012
| حالة المسار = dead
| مؤلف = John Pritchett
}}</ref>

مع تطور عدم استقرار RT ، تتقدم الاضطرابات الأولية من مرحلة النمو الخطي إلى مرحلة النمو غير الخطي، مما يؤدي في النهاية إلى تطوير «أعمدة» تتدفق إلى أعلى (بمعنى طفو الجاذبية) و «المسامير» تسقط إلى أسفل. في المرحلة الخطية، يمكن تقريب حركة السوائل عن طريق [[معادلة خطية|المعادلات الخطية]]، ويزداد اتساع الاضطرابات أضعافًا مضاعفة بمرور الوقت. في الطور غير الخطي، تكون سعة الاضطراب كبيرة جدًا بالنسبة للتقريب الخطي، والمعادلات [[نظام لاخطي|غير الخطية]] مطلوبة لوصف حركات السوائل. بشكل عام، يحدد تباين الكثافة بين الموائع بنية تدفقات عدم استقرار RT غير الخطية اللاحقة (بافتراض أن المتغيرات الأخرى مثل التوتر السطحي واللزوجة لا تكاد تذكر هنا). يُعرَّف الفرق في كثافات السوائل مقسومًا على مجموعها على أنه رقم Atwood ، أA . بالنسبة لـ A بالقرب من 0، تتخذ تدفقات عدم استقرار RT شكل «أصابع» متناظرة من السوائل؛ بالنسبة لما يقرب من 1، يأخذ السائل الأخف بكثير «الموجود أسفل» السائل الثقيل شكل أعمدة أكبر شبيهة بالفقاعات.<ref name="Sharp842">{{استشهاد بدورية محكمة
| مؤلف = Sharp, D.H.
| عنوان = An Overview of Rayleigh–Taylor Instability
| صحيفة = Physica D
| المجلد = 12
| العدد = 1
| تاريخ = 1984
| صفحات = 3–18
| doi = 10.1016/0167-2789(84)90510-4
| bibcode = 1984PhyD...12....3S
| مسار = https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1104671/
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20210204003826/https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1104671/ | تاريخ أرشيف = 4 فبراير 2021 }}</ref>

تتجلى هذه العملية ليس فقط في العديد من الأمثلة الأرضية، كـ [[قباب ملحية|القباب الملحية]] و[[انقلاب حراري|انعكاسات الطقس]]، ولكن أيضًا في [[فيزياء فلكية|الفيزياء الفلكية]] والديناميكا الكهرومائية. على سبيل المثال، تتجلى بنية عدم استقرار RT في [[سديم السرطان]]، حيث تقوم [[رياح سديمية نبضية|الرياح السديمية النبضية]] المتوسعة والمدعوم من [[نباض السرطان]] بمسح المواد المقذوفة من انفجار [[مستعر أعظم|المستعر الأعظم]] قبل 1000 عام.<ref name="Hester2008">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير = Hester
| الأول = J. Jeff
| تاريخ = 2008
| عنوان = The Crab Nebula: an Astrophysical Chimera
| صحيفة = Annual Review of Astronomy and Astrophysics
| المجلد = 46
| صفحات = 127–155
| doi = 10.1146/annurev.astro.45.051806.110608
| bibcode = 2008ARA&A..46..127H
}}</ref> تم اكتشاف عدم استقرار RT أيضًا في الغلاف الجوي الخارجي للشمس، أو [[هالة (فضاء)|الهالة الشمسية]]، عندما يعلو [[وهج الشمس]] الكثيف نسبيًا على فقاعة بلازما أقل كثافة.<ref name="Berger_2010">{{استشهاد بدورية محكمة
| عنوان = Quiescent Prominence Dynamics Observed with the Hinode Solar Optical Telescope. I. Turbulent Upflow Plumes
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 716
| صفحات = 1288–1307
| doi = 10.1088/0004-637X/716/2/1288
| bibcode = 2010ApJ...716.1288B
| تاريخ = 2010
| الأول1 = Thomas E.
| إظهار المؤلفين = 4
| الأخير1 = Berger
| الأول2 = Gregory
| الأخير2 = Slater
| الأول3 = Neal
| الأخير3 = Hurlburt
| الأول4 = Richard
| الأخير4 = Shine
| الأول5 = Theodore
| الأخير5 = Tarbell
| الأول6 = Alan
| الأخير6 = Title
| الأول7 = Bruce W.
| الأخير7 = Lites
| الأول8 = Takenori J.
| الأخير8 = Okamoto
| الأول9 = Kiyoshi
| الأخير9 = Ichimoto
| الأول10 = Yukio
| الأخير10 = Katsukawa
| الأول11 = Tetsuya
| الأخير11 = Magara
| الأول12 = Yoshinori
| الأخير12 = Suematsu
| الأول13 = Toshifumi
| الأخير13 = Shimizu
| العدد = 2
| doi-access = free
}}</ref> تشبه هذه الحالة الأخيرة عدم استقرار RT المعدل مغناطيسيًا.<ref name="Chandra_81">{{استشهاد بكتاب
| الأول = S.
| الأخير1 = Chandrasekhar
| عنوان = Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability
| وصلة = https://archive.org/details/hydrodynamichydr0000chan
| ناشر = Dover
| تاريخ = 1981
| isbn = 978-0-486-64071-6
}}. See Chap. X.</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير1 = Hillier
| الأول1 = A.
| عنوان = Numerical Simulations of the Magnetic Rayleigh–Taylor Instability in the Kippenhahn-Schlüter Prominence Model. I. Formation of Upflows
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| المجلد = 716
| العدد = 2
| صفحات = 120–133
| doi = 10.1088/0004-637X/746/2/120
| bibcode = 2012ApJ...746..120H
| الأخير2 = Berger
| الأول2 = Thomas
| الأخير3 = Isobe
| الأول3 = Hiroaki
| الأخير4 = Shibata
| الأول4 = Kazunari
| سنة = 2012
| doi-access = free
}}</ref><ref>{{استشهاد|عنوان=Single-mode instability of a ferrofluid-mercury interface under a nonuniform magnetic field|صحيفة=Physical Review E|المجلد=94|سنة=2016|مؤلف=Singh, Chamkor|مؤلف2=Das, Arup K.|مؤلف3=Das, Prasanta K.|العدد=1|صفحة=012803|doi=10.1103/PhysRevE.94.012803|pmid=27575198|bibcode=2016PhRvE..94a2803S}}</ref>

== مراحل التطور ==
[[ملف:Crab_Nebula.jpg|يسار|تصغير|279x279px| مؤشر عدم الاستقرار RT واضحة في [[سديم السرطان]] ]]يتبع تطور RTI أربع مراحل رئيسية.<ref name="Sharp84" /> في المرحلة الأولى، يكون اتساع الاضطراب صغيرة عند مقارنتها بأطوالها الموجية، ويمكن أن تكون معادلات الحركة خطية، مما يؤدي إلى نمو متسارع لعدم الاستقرار. في الجزء الأول من هذه المرحلة، يحتفظ الاضطراب الأولي الجيبي بشكله الجيبي. ومع ذلك، بعد نهاية هذه المرحلة الأولى، عندما تبدأ التأثيرات غير الخطية في الظهور، يلاحظ المرء بدايات تكوين أشواك على شكل فطر في كل مكان (هياكل السوائل من السائل الثقيل الذي ينمو إلى سائل خفيف) والفقاعات (هياكل السوائل من السائل الخفيف يتحول إلى سائل ثقيل). يستمر نمو هياكل الفطر في المرحلة الثانية ويمكن نمذجتها باستخدام نماذج جر الطفو، مما يؤدي إلى معدل نمو ثابت تقريبًا في الوقت المناسب. في هذه المرحلة، لم يعد من الممكن تجاهل المصطلحات غير الخطية في معادلات الحركة. ثم تبدأ الأشواك والفقاعات في التفاعل مع بعضها البعض في المرحلة الثالثة. يحدث دمج الفقاعات، حيث يعمل التفاعل غير الخطي لاقتران النمط على الجمع بين المسامير والفقاعات الأصغر لإنتاج فقاعات أكبر. أيضًا، تحدث منافسة الفقاعات، حيث يتم تغليف المسامير والفقاعات ذات الطول الموجي الأصغر والتي أصبحت مشبعة بفقاعات أكبر لم تتشبع بعد. يتطور هذا في النهاية إلى منطقة خلط مضطرب، وهي المرحلة الرابعة والأخيرة في التطور. من المفترض عمومًا أن منطقة الخلط التي تتطور أخيرًا متشابهة ذاتيًا ومضطربة، شريطة أن يكون عدد رينولدز كبيرًا بدرجة كافية.<ref name="Roberts2015">{{استشهاد بدورية محكمة
| الأول1 = M.S.
| الأخير1 = Roberts
| الأول2 = J.W.
| الأخير2 = Jacobs
| عنوان = The effects of forced small-wavelength, finite-bandwidth initial perturbations and miscibility on the turbulent Rayleigh Taylor instability
| صحيفة = Journal of Fluid Mechanics
| المجلد = 787
| تاريخ = 2015
| صفحات = 50–83
| doi = 10.1017/jfm.2015.599
| bibcode = 2016JFM...787...50R
| osti = 1436483
| s2cid = 126143908
}}</ref>

== المراجع ==
{{مراجع}}

== ملاحظات ==

=== أوراق بحثية أصلية ===

* {{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Rayleigh, Lord (John William Strutt)|مؤلف-وصلة=John Strutt, 3rd Baron Rayleigh|عنوان=Investigation of the character of the equilibrium of an incompressible heavy fluid of variable density|صحيفة=Proceedings of the London Mathematical Society|المجلد=14|صفحات=170–177|تاريخ=1883|DOI=10.1112/plms/s1-14.1.170|مسار= https://zenodo.org/record/1447724|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200807083104/https://zenodo.org/record/1447724|تاريخ أرشيف=2020-08-07}} (Original paper is available at: https://www.irphe.fr/~clanet/otherpaperfile/articles/Rayleigh/rayleigh1883.pdf .)
* {{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Taylor, Sir Geoffrey Ingram|مؤلف-وصلة=Geoffrey Ingram Taylor|عنوان=The instability of liquid surfaces when accelerated in a direction perpendicular to their planes|صحيفة=Proceedings of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences|المجلد=201|العدد=1065|صفحات=192–196|تاريخ=1950|DOI=10.1098/rspa.1950.0052|bibcode=1950RSPSA.201..192T}}

=== مصادر آخرى ===

* {{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Chandrasekhar, Subrahmanyan|مؤلف-وصلة=Subrahmanyan Chandrasekhar|عنوان=Hydrodynamic and Hydromagnetic Stability|وصلة=https://archive.org/details/hydrodynamichydr0000chan|ناشر=[[Dover Publications]]|تاريخ=1981|ISBN=978-0-486-64071-6}}
* {{استشهاد بكتاب|عنوان=Introduction to hydrodynamic stability|الأول=P. G.|مؤلف1=Drazin|مؤلف-وصلة=Philip Drazin|ناشر=[[مطبعة جامعة كامبريدج]]|تاريخ=2002|ISBN=978-0-521-00965-2}} xvii+238 pages.
* {{استشهاد بكتاب|مؤلف1=Drazin, P. G.|مؤلف2=Reid, W. H.|عنوان=Hydrodynamic stability|مسار=https://archive.org/details/hydrodynamicstab0000draz_02ed|تاريخ=2004|ناشر=Cambridge University Press|مكان=Cambridge|ISBN=978-0-521-52541-1|إصدار=2nd}} 626 pages.

== روابط خارجية ==

* [https://web.archive.org/web/20050404031045/http://acg.media.mit.edu/people/fry/mixing/ عرض جافا لعدم استقرار RT في السوائل]
* [http://www.enseeiht.fr/hmf/travaux/CD0001/travaux/optmfn/hi/01pa/hyb72/rt/rt.htm الصور ومقاطع الفيديو الفعلية للأصابع RT]
* [http://fluidlab.arizona.edu/ تجارب على عدم استقرار Rayleigh-Taylor في جامعة أريزونا]
* [https://web.archive.org/web/20120717081041/http://media.caltech.edu/press_releases/13496 تجربة عدم استقرار Rayleigh-Taylor في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا]
{{روابط شقيقة|commons=Rayleigh–Taylor instabilities}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفيزياء| علوم}}

[[تصنيف:جريان الموائع]]