Astrofizyka/Newtonowski model gwiazdy: Różnice pomiędzy wersjami
Usunięta treść Dodana treść
reakcji, termojądrowej, gwiazdy, promieniowania, średnią, przeźroczyste, promieniem |
|||
Linia 31:
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).
Równania te należy uzupełnić równaniami opisującymi transport energii w gwieździe. W wyniku
<center><math>\frac{dL}{dr}=4\pi r^{2} \epsilon(r) =4\pi r^{2} \rho(r) p_m</math></center>
Płynący z wnętrza strumień energii jest konsekwencją różnicy temperatur
Linia 54:
gdzie σ=a c/4 jest współczynnikiem występującym w prawie Stefana-Boltzmanna ([[w:ciało doskonale czarne|ciało doskonale czarne]]) a
<center><math>\lambda =\frac{1}{\rho \kappa}</math></center>
jest
W plaźmie gwiazdy gdzie dominuje gaz elektronowy droga swobodna fotonu zależy od gęstości elektronów n<sub>e</sub> i przekroju czynnego σ<sub>e</sub> na rozpraszanie fotonów na elektronach (rozpraszanie Thomsona)
<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
==Równanie Lanego-Emdena==
|