Warunek równowagi hydrostatycznej p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji – gęstość Φ – potencjał samograwitacji f – inne siły
Relatywistyczny warunek równowagi Rónania Tolmana – Oppenheimera - Volkoffa
Efekty OTW zaniedbywalne gdy system c.g.s. Słońce; biały karzeł; gwiazda neutronowa;
Wpływ siły odśrodkowej system cylindryczny system sferyczny wpływ znikomy siła potencjalna Powierzchnie ekwiskalarne
Rotacja jednorodna
Rotacja Słońca Fotosfera: wnętrze z helio- sejsmologii znikomy wpływ na rozkład masy, istotny na pole magnetyczne
Pomiar inteferometryczny dla Aldermina ( Cep, A7 IV-V. ) Asferyczność fotosfery gwiazdy szybko rotującej Pomiar inteferometryczny dla Aldermina ( Cep, A7 IV-V. ) ve=283 km/s,
Pośrednim wpływem szybkiej rotacji na przebieg ewolucji gwiazdy jest transport pierwiastków i momentu pędu przez związaną z rotacją cyrkulacją południkową
Równania stanu dla wnętrz gwiazdowych ciśnienie gazu i promieniowania energia jednostki masy przybliżenia droga swobodna cząsteczek krótki czas pomiędzy zderzeniami lokalna równowaga termodynamiczna const. powolna ewolucja chemiczna: pierwsza zasada termodynamiki: S entropia jednostki masy
Ważne pochodne adiabatyczne i modelowe Kryteria stabilności dynamicznej zaburzenia radialne m zaburzenia nieradialne ( brak konwekcji) X stałe
Klasyczny gaz doskonały dobre przybliżenie dla gwiazd w przedziale mas 0.9 <M/M⊙<10 na wczesnych etapach ewolucji mniejsze masy: oddziaływania cząsteczek , większe: wkład promieniowania Klasyczny gaz doskonały o stałej liczbie cząsteczek dobre przybliżenie dla wnętrza gdzie warstwy zewnętrzne: częściowa jonizacja H i He
Gaz niedoskonały @ oddziaływania elektrostatyczne między jonami 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
Wkład promieniowania @
Częściowa jonizacja równanie Sahy Jonizacja ciśnieniowa wodoru promień Bohra=510-9 cm
Degeneracja elektronów degeneracja znikoma degeneracja całkowita elektrony nierelatywistyczne elektrony ultrarelatywistyczne
Modele gwiazd z barotropowym równiem stanu centrum powierzchnia jednowymiarowy ciąg modeli Miejsca utraty (odzyskiwania)I stabilności
Politropy n =1.5 n = 3 Masa Chandrasekhara biały karzeł, całkowita degeneracja nierelatywistycznych elektronów n = 3 całkowita degeneracja ultrarelatywistycznych elektronów Masa Chandrasekhara
gwiazda z gazu doskonałego wymaga gradientu temperatury Politropy n =1.5 biały karzeł, całkowita degeneracja nierelatywistycznych elektronów i gwiazda zbudowana z gazu doskonałego z konwektywnym wnętrzem n = 3 całkowita degeneracja ultrarelatywistycznych elektronów i model Eddingtona gwiazdy masywnej n > 5 brak rozwiązań gwiazda z gazu doskonałego wymaga gradientu temperatury
Gwiazdy zbudowane z gazu doskonałego Twierdzenie o wiriale ocena średniej temperatury
Gradient temperatury, strumień promieniowania w przybliżeniu dyfuzyjnym Prawo Ficka współczynnik dyfuzji: Droga swobodna, przekrój czynny, współczynnik nieprzezroczystości Transport energii przez promieniowanie - monochromatyczny strumień energii - monochromatyczny współczynnik nieprzezroczystości
Strumień promieniowania w przybliżeniu dyfuzyjnym Prawo Ficka współczynnik dyfuzji: Transport energii przez promieniowanie - współczynnik Rosselanda
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
przejścia związano – związane , linie widmowe Projekty OP i OPAL (http://www .phys.llnl.gov/Research/OPAL/)
Główne źródła nieprzezroczystości w otoczkach gwiazdowych Przejścia związano-związane (Fe itp.) Jonizacja HeII Jonizacja HeI i H Jonizacja H- Dysocjacja H2, pył
Równanie bilansu ciepła bez konwekcji strumień mikroskopowy tempo produkcji energii (- straty neutrinowe) na gram Warunek równowagi cieplnej
Równania równowagi gwiazd sferycznych bez konwekcji z konwekcją wydajna konwekcja:
Teoria drogi mieszania Strumień konwektywny Teoria drogi mieszania con wolny parametr teorii
Reakcje jądrowe Potrzebujemy szybkość produkcji (netto) energii na gram szybkość zmian względnych obfitości pierwiastków
Reakcje jądrowe Ilość reakcji izotopów j i k na cm3 na s dane z fizyki jądrowej: (nadwyżki masy) (straty na neutrina) 1 MeV =1.6 10-6 erg mc2 =1.49 10-3 erg
Cykl p - p ρk=ρ/10kc.g.s środek Słońca T7=1.57 84% 14% 0.002% Tk=T/10kK ρk=ρ/10kc.g.s
Cykl p – p, ewolucja obfitości pierwiastków (otoczka) Słońce Deuter X2= 2.6×10-5 0 Hel X3= 1×10-5 1×10-4 (otoczka) 3.3×10-3 (Mr/M=0.56) 9×10-6 (centrum) Lit X7= 4×10-10 4×10-12 (otoczka)
środek Słońca1.5% dominuje w gwiazdach masywnych Cykl CNO środek Słońca T71/3=1.16
Cykl CNO, ewolucja obfitości pierwiastków Słońce Węgiel X12= 3.1×10-3 (otoczka) 2.1×10-5 (centrum) Tlen X16= 9.9×10-3 (otoczka) 9.3×10-3 (centrum) Azot X14= 1.1×10-3 (otoczka) 5.3×10-3 (centrum)
Reakcje palenia helu reakcja egzotermiczna, 92 keV ( 2.6x10-16 s) Efektywne działanie cyklu w gwieździe o masie przy
Reakcje palenia helu reakcja rezonansowa 116.1x0.287=33.32
Reakcje palenia helu MeV Ewolucja chemiczna
Chłodzenie wnętrz w zaansowanych fazach ewolucja; emisja neutrin fotoneutrina rozpraszanie przejścia swobodno-swobodne proces plazma-neutrino kreacja i anihilacja par elektron-pozyton
konstrukcja modelu równowagowego o danej masie, M , i strukturze chemicznej równania: dane materiałowe: warunki brzegowe:
konstrukcja modelu równowagowego o danej masie i strukturze chemicznej nie zawsze możliwa, nie zawsze jednoznaczna