Pobierz prezentację
Pobieranie prezentacji. Proszę czekać
1
Warunek równowagi hydrostatycznej
p – ciśnienie gazu, promieniowania i ew. izotropowej turbulencji – gęstość Φ – potencjał samograwitacji f – inne siły
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 Fotosfera: wnętrze z helio- sejsmologii
znikomy wpływ na rozkład masy, istotny na pole magnetyczne
8
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,
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 przybliżenia droga swobodna cząsteczek krótki czas pomiędzy zderzeniami lokalna równowaga termodynamiczna const. powolna ewolucja chemiczna: pierwsza zasada termodynamiki: S entropia jednostki masy
11
Ważne pochodne adiabatyczne i modelowe
Kryteria stabilności dynamicznej zaburzenia radialne m zaburzenia nieradialne ( brak konwekcji) X stałe
12
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
13
Gaz niedoskonały @ oddziaływania elektrostatyczne między jonami
Projekt OPAL ( .phys.llnl.gov/Research/OPAL/): p(,T,X), u(,T,X), wraz z pochodnymi . Wszystkie oddziaływania jąder atomowych, elektronów i fotonów
14
Wkład promieniowania @
15
Częściowa jonizacja równanie Sahy Jonizacja ciśnieniowa wodoru
promień Bohra=510-9 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 Masa Chandrasekhara
biały karzeł, całkowita degeneracja nierelatywistycznych elektronów n = 3 całkowita degeneracja ultrarelatywistycznych elektronów Masa Chandrasekhara
19
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
20
Gwiazdy zbudowane z gazu doskonałego
Twierdzenie o wiriale ocena średniej temperatury
21
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
22
Strumień promieniowania w przybliżeniu dyfuzyjnym
Prawo Ficka współczynnik dyfuzji: Transport energii przez promieniowanie - 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 ( .phys.llnl.gov/Research/OPAL/)
25
Główne źródła nieprzezroczystości w otoczkach gwiazdowych
Przejścia związano-związane (Fe itp.) Jonizacja HeII Jonizacja HeI i H Jonizacja H- Dysocjacja H2, 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
Teoria drogi mieszania
Strumień konwektywny Teoria drogi mieszania con wolny parametr teorii
29
Reakcje jądrowe Potrzebujemy
szybkość produkcji (netto) energii na gram szybkość zmian względnych obfitości pierwiastków
30
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 erg mc2 =1.49 erg
31
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
32
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)
33
środek Słońca1.5% dominuje w gwiazdach masywnych Cykl CNO środek Słońca T71/3=1.16
34
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)
35
Reakcje palenia helu reakcja egzotermiczna, 92 keV ( 2.6x10-16 s)
Efektywne działanie cyklu w gwieździe o masie przy
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 fotoneutrina rozpraszanie przejścia swobodno-swobodne proces plazma-neutrino kreacja i anihilacja par elektron-pozyton
39
konstrukcja modelu równowagowego o danej masie, M ,
i strukturze chemicznej równania: dane materiałowe: warunki brzegowe:
40
konstrukcja modelu równowagowego o danej masie
i strukturze chemicznej nie zawsze możliwa, nie zawsze jednoznaczna
Podobne prezentacje
© 2024 SlidePlayer.pl Inc.
All rights reserved.