Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Warunek równowagi hydrostatycznej p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji Φ – potencjał samograwitacji – gęstość f – inne siły.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Warunek równowagi hydrostatycznej p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji Φ – potencjał samograwitacji – gęstość f – inne siły."— Zapis prezentacji:

1 Warunek równowagi hydrostatycznej p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji Φ – potencjał samograwitacji – gęstość f – inne siły

2

3 Relatywistyczny warunek równowagi Rónania Tolmana – Oppenheimera - Volkoffa

4 Efekty OTW zaniedbywalne gdy system c.g.s. Słońce; biały karzeł; gwiazda neutronowa;

5 Wpływ siły odśrodkowej system cylindryczny system sferyczny wpływ znikomy siła potencjalna Powierzchnie ekwiskalarne

6 Rotacja jednorodna

7 Rotacja Słońca wnętrze z helio- sejsmologii Fotosfera: znikomy wpływ na rozkład masy, istotny na pole magnetyczne

8 Asferyczność fotosfery gwiazdy szybko rotującej Pomiar inteferometryczny dla Aldermina ( Cep, A7 IV-V. ) v e =283 km/s,

9 Pośrednim wpływem szybkiej rotacji na przebieg ewolucji gwiazdy jest transport pierwiastków i momentu pędu przez związaną z rotacją cyrkulacją południkową

10 Równania stanu dla wnętrz gwiazdowych ciśnienie gazu i promieniowania energia jednostki masy droga swobodna cząsteczek lokalna równowaga termodynamiczna krótki czas pomiędzy zderzeniami powolna ewolucja chemiczna: const. pierwsza zasada termodynamiki: entropia jednostki masy przybliżenia S

11 Ważne pochodne adiabatyczne i modelowe zaburzenia radialne zaburzenia nieradialne ( brak konwekcji) Kryteria stabilności dynamicznej X stałe

12 Klasyczny gaz doskonały dobre przybliżenie dla gwiazd w przedziale mas 0.9

13 Gaz niedoskonały oddziaływania elektrostatyczne między Projekt OPAL (http://www.phys.llnl.gov/Research/OPAL/): p(,T,X), u(,T,X), wraz z pochodnymi. Wszystkie oddziaływania jąder atomowych, elektronów i fotonów

14 Wkład

15 Częściowa jonizacja równanie Sahy Jonizacja ciśnieniowa wodorupromień Bohra= cm

16 Degeneracja elektronów degeneracja znikoma degeneracja całkowita elektrony nierelatywistyczne elektrony ultrarelatywistyczne

17 Modele gwiazd z barotropowym równiem stanu centrum powierzchnia jednowymiarowy ciąg modeli Miejsca utraty (odzyskiwania)I stabilności

18 Politropy n =1.5 n = 3 biały karzeł, całkowita degeneracja nierelatywistycznych elektronów całkowita degeneracja ultrarelatywistycznych elektronów Masa Chandrasekhara

19 Politropy n =1.5 n = 3 n > 5 biały karzeł, całkowita degeneracja nierelatywistycznych elektronów i gwiazda zbudowana z gazu doskonałego z konwektywnym wnętrzem całkowita degeneracja ultrarelatywistycznych elektronów i model Eddingtona gwiazdy masywnej gwiazda z gazu doskonałego wymaga gradientu temperatury brak rozwiązań

20 Gwiazdy zbudowane z gazu doskonałego Twierdzenie o wiriale ocena średniej temperatury

21 Gradient temperatury, strumień promieniowania w przybliżeniu dyfuzyjnym Prawo Ficka Droga swobodna, przekrój czynny, współczynnik nieprzezroczystości współczynnik dyfuzji: - monochromatyczny współczynnik nieprzezroczystości - monochromatyczny strumień energii Transport energii przez promieniowanie

22 Strumień promieniowania w przybliżeniu dyfuzyjnym Prawo Ficka Transport energii przez promieniowanie współczynnik dyfuzji: - współczynnik Rosselanda

23 Współczynnik nieprzezroczystości - przekrój czynny na j-ty proces rozpraszanie na elektronach, efekt Comptona wzór Thompsona, elektrony nierelatywistyczne przejścia swobodno-swobodne = promieniowanie hamowania wzór Kramersa przejścia swobodno – związane = fotojonizacja

24 przejścia związano – związane, linie widmowe Projekty OP i OPAL (http://www.phys.llnl.gov/Research/OPAL/)

25 Główne źródła nieprzezroczystości w otoczkach gwiazdowych Jonizacja HeII Przejścia związano-związane (Fe itp.) Jonizacja HeI i H Jonizacja H - Dysocjacja H 2, pył

26 Równanie bilansu ciepła bez konwekcji strumień mikroskopowy tempo produkcji energii (- straty neutrinowe) na gram Warunek równowagi cieplnej

27 Równania równowagi gwiazd sferycznych bez konwekcji z konwekcją wydajna konwekcja:

28 Strumień konwektywny Teoria drogi mieszania con wolny parametr teorii

29 Potrzebujemy Reakcje jądrowe szybkość produkcji (netto) energii na gram szybkość zmian względnych obfitości pierwiastków

30 Ilość reakcji izotopów j i k na cm 3 na s Reakcje jądrowe dane z fizyki jądrowej: (nadwyżki masy) (straty na neutrina) 1 MeV = erg mc 2 = erg

31 Cykl p - p 84% 14% 0.002% środek Słońca T 7 =1.57 środek Słońca T 7 1/3 =1.16 T k =T/10 k K ρ k =ρ/10 k c.g.s

32 Cykl p – p, ewolucja obfitości pierwiastków Deuter X 2 = 2.6× Hel X 3 = 1× ×10 -4 (otoczka) 3.3×10 -3 (Mr/M=0.56) 9×10 -6 (centrum) Lit X 7 = 4× × (otoczka) (otoczka) Słońce

33 Cykl CNO środek Słońca1.5% dominuje w gwiazdach masywnych środek Słońca T 7 1/3 =1.16

34 Cykl CNO, ewolucja obfitości pierwiastków Słońce Węgiel X 12 = 3.1×10 -3 (otoczka) 2.1×10 -5 (centrum) Tlen X 16 = 9.9×10 -3 (otoczka) 9.3×10 -3 (centrum) Azot X 14 = 1.1×10 -3 (otoczka) 5.3×10 -3 (centrum)

35 Reakcje palenia helu ( 2.6x s) Efektywne działanie cyklu w gwieździe o masie przy reakcja egzotermiczna, 92 keV

36 Reakcje palenia helu reakcja rezonansowa 116.1x0.287=33.32

37 Reakcje palenia helu MeV Ewolucja chemiczna

38 Chłodzenie wnętrz w zaansowanych fazach ewolucja; emisja neutrin rozpraszanie przejścia swobodno-swobodne proces plazma-neutrino fotoneutrina kreacja i anihilacja par elektron-pozyton

39 warunki brzegowe: konstrukcja modelu równowagowego o danej masie, M, i strukturze chemicznej dane materiałowe: równania:

40 konstrukcja modelu równowagowego o danej masie i strukturze chemicznej nie zawsze możliwa, nie zawsze jednoznaczna


Pobierz ppt "Warunek równowagi hydrostatycznej p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji Φ – potencjał samograwitacji – gęstość f – inne siły."

Podobne prezentacje


Reklamy Google