Astrofizyka/Newtonowski model gwiazdy: Różnice pomiędzy wersjami
Usunięta treść Dodana treść
Nie podano opisu zmian |
Nie podano opisu zmian |
||
Linia 22:
Przy zadanych warunkach początkowych (np. gęstość ρc w centrum gwiazdy) jest to układ równań różniczkowych którego rozwiązanie da rozkład masy w gwieździe m(r), gęstości ρ(r) czy ciśnienia P(r).
Rozkład temperatury i promieniowania gwiazdy opisany jest równaniami:
::<math>k_{B} {\mbox{d} T \over \mbox{d} r} = -{ l \over 4 \pi r^2 }</math>
::<math> {\mbox{d} l \over \mbox{d} r} = 4 \pi r^2 \rho ( \epsilon - \epsilon_\nu )</math>
==Link zewnętrzny==
*[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9610099 Variational Principles for Stellar Structure], Dallas C. Kennedy, Sidney A. Bludman, 1996
| |||