Astrofizyka/Newtonowski model gwiazdy: Różnice pomiędzy wersjami
Usunięta treść Dodana treść
Nie podano opisu zmian |
Nie podano opisu zmian |
||
Linia 31:
Przewodnictwo cieplne w gwieździe nie jest stałe. Zależy ono silnie od mechanizmu transportu energii, od temperatury i gęstości wewnątrz gwiazdy.
Równania gwiazdy należy więc uzupełnić równaniem na
ośrodka
Linia 38:
Jeżeli przewodnictwo cieplne zdominowane jest przez promieniowanie ([[gaz fotonowy]]) to:
<center><math>K = \frac{4}{3}c \lambda a T^3</math></center>
gdzie σ=a c/4 jest współczynnikiem występującym w prawie Stefana-Boltzmanna (
<center><math>\lambda =\frac{1}{\rho \kappa}</math></center>
jest średnia drogą swobodną fotonu w plaźmie, κ jest współczynnikiem nieprzeźroczystości ośrodka.
W plaźmie gwiazdy gdzie dominuje gaz elektronowy droga swobodna fotonu zależy od gęstości elektronów n<sub>e</sub> i
<center><math>\lambda =\frac{1}{\rho \kappa}=\frac{1}{n_e \sigma_e}.</math></center>
Dla przykładu, we wnętrzu Słońca dla gęstości 10<sup>4</sup> kg m<sup>-3</sup> średnia droga fotonu wynosi około 10<sup>-5</sup> m. Wnętrze gwiazdy nie jest przezroczyste dla fotonów, staje się przezroczyste dopiero w warstwie między R<sub>γ</sub>=R-λ(R<sub>γ</sub>) a promieniem gwiazdy R gdzie droga swobodna fotonów jest większa od rozpraszającej warstwy plazmy. Promień R<sub>γ</sub> nazywamy '''promienień fotosfery''' (
==Równanie Lanego-Emdena==
| |||