Внутреннее строение звезд

Август 11, 2022

Главная
Астрономия
Внутреннее строение звезд

Содержание

2. 3.1 Уравнение гидростатического равновесия
3. Звезда – сферически симметричная газовая конфигурация Теорема Рассэла-Фойгта: для звезды заданного химического состава и массы существует
4. Стационарные звезды. Гидростатическое равновесие
6. Теорема вириала
8. Тепловая устойчивость звезд. Отрицательная теплоемкость
10. 3.2 Источники энергии звезд А. Эддингтон, 1920 – идея о зависимости энерговыделения от температуры Р. Аткинсон,
11. Гравитационная и химическая энергия звезды Теорема вириала для самогравитирующего газового шара E∞=0 время Кельвина-Гельмгольца
12. Термоядерные источники энергии звезд Артур Эддингтон (1920): If, indeed, the sub-atomic energy in the stars is
13. Энергия ядерного «горения» в расчете на один нуклон
14. (точнее 1.3*107 К) (кулоновский барьер термоядерной реакции 1 МэВ) (в Солнце ~ 1057 частиц) вероятность прохождения
15. «Горение» водорода
16. «Горение» водорода p-p цикл: CNO цикл: p-p цикл Нейтринный поток: σν ~ 10−43 см2, lν =
18. Реакции в детекторах нейтрино (все солнечные нейтрино - электронные) осцилляции нейтрино
19. CNO цикл В CNO-цикле нейтрино уносят несколько больше энергии, чем в водородном (т. к. реакции идут
20. Температурные зависимости энерговыделения p-p и CNO циклов
21. Горение элементов тяжелее водорода
22. T > 108 K реакция-поставщик медленных нейтронов для образования более тяжелых элементов в s-процессах T >
23. T > 109 K T > 2*109 K T > 4*109 K (горение кремния) Более тяжелые
24. 3.3 Перенос энергии в теле звезды
25. Радиативный механизм переноса В непрозрачном веществе основной механизм переноса – рассеяние τ = κlγ = 1
26. закон Фика
27. Конвективный перенос энергии ρi > ρa – стабильное разделение по плотности ρi условие существования конвекции v
28. для одноатомного газа γ = 5/3 конвекция остановка конвекции Для адиабатического процесса: Если перенос лучистой энергии
29. Конвективные зоны в теле звезды разделив (4) на (1) из системы уравнений описывающих звезду холодные звезды
30. Полностью конвективные звезды Полностью конвективные звезды: звезды с M звезды на ветви гигантов звезды до зажигания
31. Полная система уравнений структуры звезды
32. уточненный расчет t = τnuc : звезда покидает главную последовательность слоевое горение водорода горение гелия (при
34. Скачать презентацию

Слайд 2

3.1 Уравнение гидростатического равновесия

Слайд 3

Звезда – сферически симметричная газовая конфигурация
Теорема Рассэла-Фойгта: для звезды заданного химического

состава и массы существует только одна равновесная конфигурация, удовлетворяющая граничным условиям (в общем случае не доказана)

Слайд 4

Стационарные звезды. Гидростатическое равновесие

Слайд 5

Слайд 6

Теорема вириала

Слайд 7

Слайд 8

Тепловая устойчивость звезд. Отрицательная теплоемкость

Слайд 9

Слайд 10

3.2 Источники энергии звезд
А. Эддингтон, 1920 – идея о зависимости энерговыделения

от температуры
Р. Аткинсон, Ф. Хоутерманс, 1929
Г. Гамов, Э. Теллер, К. Вайцзекер
Ханс Бете, 1939 – звездные термоядерные циклы

Слайд 11

Гравитационная и химическая энергия звезды
Теорема вириала для самогравитирующего газового шара
E∞=0
время Кельвина-Гельмгольца

Слайд 12

Термоядерные источники энергии звезд
Артур Эддингтон (1920): If, indeed, the sub-atomic energy

in the stars is being freely used to maintain their great furnaces, it seems to bring a little nearer to fulfillment our dream of controlling this latent power for the well-being of the human race - or for its suicide.

запас ядерной энергии Солнца

В реальности лишь около 10 % массы Солнца может участвовать в термоядерных реакциях

Слайд 13

Энергия ядерного «горения» в расчете на один нуклон

Слайд 14

(точнее 1.3*107 К)
(кулоновский барьер термоядерной реакции 1 МэВ)
(в Солнце ~ 1057

частиц)

вероятность прохождения через барьер за счет туннельного эффекта (Гамов)

T = 107, E = kT, Z1 = Z2 = 1, A1 = A2 = 1 для p-p реакции в Солнце

Слайд 15

«Горение» водорода

Слайд 16

«Горение» водорода
p-p цикл:
CNO цикл:
p-p цикл
Нейтринный поток: σν ~ 10−43

см2, lν = (nσν)−1 = 1017 см, n = 1026 см−3.
Следовательно, нейтрино покидают Солнце не вступая в реакции и их можно использовать для проверки моделей внутреннего строения Солнца

Слайд 17

Слайд 18

Реакции в детекторах нейтрино (все солнечные нейтрино - электронные)
осцилляции нейтрино

Слайд 19

CNO цикл
В CNO-цикле нейтрино уносят несколько больше энергии, чем в водородном

(т. к. реакции идут при более высокой температуре).
T = 107 K, ρ = 102 г/см3, типичное время – 107 лет
В Солнце порядка 1 % энергии выделяется за счет CNO цикла

Слайд 20

Температурные зависимости энерговыделения p-p и CNO циклов

Слайд 21

Горение элементов тяжелее водорода

Слайд 22

T > 108 K
реакция-поставщик медленных нейтронов для образования более тяжелых

элементов в s-процессах

T > 6*108 K

Слайд 23

T > 109 K
T > 2109 K
T > 4109

K (горение кремния)

Более тяжелые элементы могут образовываться только путем захвата нейтронов и последующих бета-распадов

Слайд 24

3.3 Перенос энергии в теле звезды

Слайд 25

Радиативный механизм переноса
В непрозрачном веществе основной механизм переноса – рассеяние
τ =

κlγ = 1

условие на среднюю длину свободного пробега (κ = κ(ρ,T) – коэффициент поглощения)

Непрозрачность: свободно-свободные и свободно-связанные переходы в атомах и рассеяние на свободных электронах

диффузионное приближение

Слайд 26

закон Фика

Слайд 27

Конвективный перенос энергии
ρi > ρa – стабильное разделение по плотности
ρi <

ρa – возникновение конвекции

условие существования конвекции

v « vsound – медленная конвекция

критерий Шварцшильда существования конвекции

Если элемент массы – оптически толстый, то заметный теплообмен с окружением отсутствует. Процесс можно рассматривать как адиабатический (нарушается на поверхности).

условие существования конвекции

Для получения безразмерной формы домножим на

Слайд 28

для одноатомного газа γ = 5/3
конвекция
остановка конвекции
Для адиабатического процесса:
Если перенос лучистой

энергии приводит к

высокая теплоемкость стимулирует возникновение конвекции

Слайд 29

Конвективные зоны в теле звезды
разделив (4) на (1) из системы
уравнений

описывающих звезду

холодные звезды
радиативное ядро, конвективная оболочка
энерговыделение в p-p цикле слабо возрастает к центру
полностью конвективны при M < 0.3MSun

горячие звезды
конвективное ядро, радиативная оболочка
энерговыделение в CNO цикле сосредоточено в центре
давление излучения играет большую роль при M > 20MSun

условие возникновения конвекции

критерий конвективной нестабильности

Слайд 30

Полностью конвективные звезды
Полностью конвективные звезды:
звезды с M < 0.3MSun
звезды

на ветви гигантов
звезды до зажигания термоядерных реакций

для полностью конвективных звезд

Правее линии Хаяши гидростатическое равновесие в звезде не может установиться (такие звезды нестабильны!)

Слайд 31

Полная система уравнений структуры звезды

Слайд 32

уточненный расчет
t = τnuc : звезда покидает главную последовательность
слоевое горение

водорода
горение гелия (при достаточной массе)

Внутреннее строение звезд

Содержание

3.1 Уравнение гидростатического равновесия

Звезда – сферически симметричная газовая конфигурацияТеорема Рассэла-Фойгта: для звезды заданного химического

Стационарные звезды. Гидростатическое равновесие

Теорема вириала

Тепловая устойчивость звезд. Отрицательная теплоемкость

3.2 Источники энергии звездА. Эддингтон, 1920 – идея о зависимости энерговыделения

Гравитационная и химическая энергия звездыТеорема вириала для самогравитирующего газового шараE∞=0время Кельвина-Гельмгольца

Термоядерные источники энергии звездАртур Эддингтон (1920): If, indeed, the sub-atomic energy

Энергия ядерного «горения» в расчете на один нуклон

(точнее 1.3*107 К)(кулоновский барьер термоядерной реакции 1 МэВ)(в Солнце ~ 1057

«Горение» водорода

«Горение» водорода p-p цикл: CNO цикл:p-p циклНейтринный поток: σν ~ 10−43

Реакции в детекторах нейтрино (все солнечные нейтрино - электронные)осцилляции нейтрино

CNO циклВ CNO-цикле нейтрино уносят несколько больше энергии, чем в водородном