- النص
- تاريخ
Stellar structureFrom Wikipedia, th
Stellar structure
From Wikipedia, the free encyclopedia
Jump to: navigation, search
File:Sun_poster
This diagram shows a cross-section of the sun
Stars of different mass and age have varying internal structures. Stellar structure models describe the internal structure of a star in detail and make detailed predictions about the luminosity, the color and the future evolution of the star.
Contents [hide]
1 Energy transport
2 Equations of stellar structure
3 Rapid evolution
4 See also
5 References
5.1 General references
6 External links
Energy transport[edit source | editbeta]
File:Estrellatipos
The different transport mechanisms of low-mass, intermediate-mass, and high-mass stars.
Different layers of the stars transport heat up and outwards in different ways, primarily convection and radiative transfer, but thermal conduction is important in white dwarfs.
Convection is the dominant mode of energy transport when the temperature gradient is steep enough so that a given parcel of gas within the star will continue to rise if it rises slightly via an adiabatic process. In this case, the rising parcel is buoyant and continues to rise if it is warmer than the surrounding gas; if the rising particle is cooler than the surrounding gas, it will fall back to its original height.[1] In regions with a low temperature gradient and a low enough opacity to allow energy transport via radiation, radiation is the dominant mode of energy transport.
The internal structure of a main sequence star depends upon the mass of the star.
In solar mass stars (0.3–1.5 solar masses), including the Sun, hydrogen-to-helium fusion occurs primarily via proton-proton chains, which do not establish a steep temperature gradient. Thus, radiation dominates in the inner portion of solar mass stars. The outer portion of solar mass stars is cool enough that hydrogen is neutral and thus opaque to ultraviolet photons, so convection dominates. Therefore, solar mass stars have radiative cores with convective envelopes in the outer portion of the star.
In massive stars (greater than about 1.5 solar masses), the core temperature is above about 1.8×107 K, so hydrogen-to-helium fusion occurs primarily via the CNO cycle. In the CNO cycle, the energy generation rate scales as the temperature to the 17th power, whereas the rate scales as the temperature to the 4th power in the proton-proton chains.[2] Due to the strong temperature sensitivity of the CNO cycle, the temperature gradient in the inner portion of the star is steep enough to make the core convective. In the outer portion of the star, the temperature gradient is shallower but the temperature is high enough that the hydrogen is nearly fully ionized, so the star remains transparent to ultraviolet radiation. Thus, massive stars have a radiative envelope.
The lowest mass main sequence stars have no radiation zone; the dominant energy transport mechanism throughout the star is convection. Giants are also fully convective.[3]
Equations of stellar structure[edit source | editbeta]
The simplest commonly used model of stellar structure is the spherically symmetric quasi-static model, which assumes that a star is in a steady state and that it is spherically symmetric. It contains four basic first-order differential equations: two represent how matter and pressure vary with radius; two represent how temperature and luminosity vary with radius.[4]
In forming the stellar structure equations (exploiting the assumed spherical symmetry), one considers the matter density
ho(r), temperature T(r), total pressure (matter plus radiation) P(r), luminosity l(r), and energy generation rate per unit mass epsilon(r) in a spherical shell of a thickness mbox{d}r at a distance r from the center of the star. The star is assumed to be in local thermodynamic equilibrium (LTE) so the temperature is identical for matter and photons. Although LTE does not strictly hold because the temperature a given shell "sees" below itself is always hotter than the temperature above, this approximation is normally excellent because the photon mean free path, lambda, is much smaller than the length over which the temperature varies considerably, i. e. lambda ll T/|
abla T|.
First is a statement of hydrostatic equilibrium: the outward force due to the pressure gradient within the star is exactly balanced by the inward force due to gravity.
{mbox{d} P over mbox{d} r} = - { G m
ho over r^2 } ,
where m(r) is the cumulative mass inside the shell at r and G is the gravitational constant. The cumulative mass increases with radius according to the mass continuity equation:
{mbox {d} m over mbox{d} r} = 4 pi r^2
ho .
Integrating the mass continuity equation from the star center (r=0) to the radius of the star (r=R) yields the total mass of the star.
Considering the energy leaving the spherical shell yields the energy equation:
{mbox{d} l over mbox{d} r} = 4 pi r^2
ho ( epsilon - epsilon_
u ),
where epsilon_
u is the luminosity produced in the form of neutrinos (which usually escape the star without interacting with ordinary matter) per unit mass. Outside the core of the star, where nuclear reactions occur, no energy is generated, so the luminosity is constant.
The energy transport equation takes differing forms depending upon the mode of energy transport. For conductive luminosity transport (appropriate for a white dwarf), the energy equation is
{mbox{d} T over mbox{d} r} = - {1 over k} { l over 4 pi r^2 },
where k is the thermal conductivity.
In the case of radiative energy transport, appropriate for the inner portion of a solar mass main sequence star and the outer envelope of a massive main sequence star,
{mbox{d} T over mbox{d} r} = - {3 kappa
ho l over 64 pi r^2 sigma T^3},
where kappa is the opacity of the matter, sigma is the Stefan-Boltzmann constant, and the Boltzmann constant is set to one.
The case of convective luminosity transport (appropriate for non-radiative portions of main sequence stars and all of giants and low mass stars) does not have a known rigorous mathematical formulation, and involves turbulence in the gas. Convective energy transport is usually modeled using mixing length theory. This treats the gas in the star as containing discrete elements which roughly retain the temperature, density, and pressure of their surroundings but move through the star as far as a characteristic length, called the mixing length.[5] For a monatomic ideal gas, when the convection is adiabatic, meaning that the convective gas bubbles don't exchange heat with their surroundings, mixing length theory yields
{mbox{d} T over mbox{d} r} = left(1 - {1 over gamma}
ight) {T over P } { mbox{d} P over mbox{d} r},
where gamma = c_p / c_v is the adiabatic index, the ratio of specific heats in the gas. (For a fully ionized ideal gas, gamma = 5/3.) When the convection is not adiabatic, the true temperature gradient is not given by this equation. For example, in the Sun the convection at the base of the convection zone, near the core, is adiabatic but that near the surface is not. The mixing length theory contains two free parameters which must be set to make the model fit observations, so it is a phenomelogical theory rather than a rigorous mathematical formulation.[6]
Also required are the equations of state, relating the pressure, opacity and energy generation rate to other local variables appropriate for the material, such as temperature, density, chemical composition, etc. Relevant equations of state for pressure may have to include the perfect gas law, radiation pressure, pressure due to degenerate electrons, etc. Opacity cannot be expressed exactly by a single formula. It is calculated for various compositions at specific densities and temperatures and presented in tabular form.[7] Stellar structure codes (meaning computer programs calculating the model's variables) either interpolate in a density-temperature grid to obtain the opacity needed, or use a fitting function based on the tabulated values. A similar situation occurs for accurate calculations of the pressure equation of state. Finally, the nuclear energy generation rate is computed from particle physics experiments, using reaction networks to compute reaction rates for each individual reaction step and equilibrium abundances for each isotope in the gas.[6][8]
Combined with a set of boundary conditions, a solution of these equations completely describes the behavior of the star. Typical boundary conditions set the values of the observable parameters appropriately at the surface (r=R) and center (r=0) of the star: P(R) = 0, meaning the pressure at the surface of the star is zero; m(0) = 0, there is no mass inside the center of the star, as required if the mass density remains finite; m(R) = M, the total mass of the star is the star's mass; and T(R) = T_{eff}, the temperature at the surface is the effective temperature of the star.
Although nowadays stellar evolution models describes the main features of color magnitude diagrams, important improvements have to be made in order to remove uncertainties which are linked to the limited knowledge of transport phenomena. The most difficult challenge remains the numerical treatment of turbulence. Some research teams are developing simplified modelling of turbulence in 3D calculations.
Rapid evolution[edit source | editbeta]
The above simplified model is not adequate without modification in situations when the composition changes are sufficiently rapid. The equation of hydrostatic equilibrium may need to be modified by adding a radial acceleration term if the radius of the star is changing very quickly, for example if the star is radially pulsating.[9] Also, if the nuclear burning is not stable, or the star's core is rapidly collapsing, an entropy term must be added to the energy equation.[10]
See also[edit source | editbeta]
Portal icon
Star portal
•Polytrope
•Scale height
References[edit source
From Wikipedia, the free encyclopedia
Jump to: navigation, search
File:Sun_poster
This diagram shows a cross-section of the sun
Stars of different mass and age have varying internal structures. Stellar structure models describe the internal structure of a star in detail and make detailed predictions about the luminosity, the color and the future evolution of the star.
Contents [hide]
1 Energy transport
2 Equations of stellar structure
3 Rapid evolution
4 See also
5 References
5.1 General references
6 External links
Energy transport[edit source | editbeta]
File:Estrellatipos
The different transport mechanisms of low-mass, intermediate-mass, and high-mass stars.
Different layers of the stars transport heat up and outwards in different ways, primarily convection and radiative transfer, but thermal conduction is important in white dwarfs.
Convection is the dominant mode of energy transport when the temperature gradient is steep enough so that a given parcel of gas within the star will continue to rise if it rises slightly via an adiabatic process. In this case, the rising parcel is buoyant and continues to rise if it is warmer than the surrounding gas; if the rising particle is cooler than the surrounding gas, it will fall back to its original height.[1] In regions with a low temperature gradient and a low enough opacity to allow energy transport via radiation, radiation is the dominant mode of energy transport.
The internal structure of a main sequence star depends upon the mass of the star.
In solar mass stars (0.3–1.5 solar masses), including the Sun, hydrogen-to-helium fusion occurs primarily via proton-proton chains, which do not establish a steep temperature gradient. Thus, radiation dominates in the inner portion of solar mass stars. The outer portion of solar mass stars is cool enough that hydrogen is neutral and thus opaque to ultraviolet photons, so convection dominates. Therefore, solar mass stars have radiative cores with convective envelopes in the outer portion of the star.
In massive stars (greater than about 1.5 solar masses), the core temperature is above about 1.8×107 K, so hydrogen-to-helium fusion occurs primarily via the CNO cycle. In the CNO cycle, the energy generation rate scales as the temperature to the 17th power, whereas the rate scales as the temperature to the 4th power in the proton-proton chains.[2] Due to the strong temperature sensitivity of the CNO cycle, the temperature gradient in the inner portion of the star is steep enough to make the core convective. In the outer portion of the star, the temperature gradient is shallower but the temperature is high enough that the hydrogen is nearly fully ionized, so the star remains transparent to ultraviolet radiation. Thus, massive stars have a radiative envelope.
The lowest mass main sequence stars have no radiation zone; the dominant energy transport mechanism throughout the star is convection. Giants are also fully convective.[3]
Equations of stellar structure[edit source | editbeta]
The simplest commonly used model of stellar structure is the spherically symmetric quasi-static model, which assumes that a star is in a steady state and that it is spherically symmetric. It contains four basic first-order differential equations: two represent how matter and pressure vary with radius; two represent how temperature and luminosity vary with radius.[4]
In forming the stellar structure equations (exploiting the assumed spherical symmetry), one considers the matter density
ho(r), temperature T(r), total pressure (matter plus radiation) P(r), luminosity l(r), and energy generation rate per unit mass epsilon(r) in a spherical shell of a thickness mbox{d}r at a distance r from the center of the star. The star is assumed to be in local thermodynamic equilibrium (LTE) so the temperature is identical for matter and photons. Although LTE does not strictly hold because the temperature a given shell "sees" below itself is always hotter than the temperature above, this approximation is normally excellent because the photon mean free path, lambda, is much smaller than the length over which the temperature varies considerably, i. e. lambda ll T/|
abla T|.
First is a statement of hydrostatic equilibrium: the outward force due to the pressure gradient within the star is exactly balanced by the inward force due to gravity.
{mbox{d} P over mbox{d} r} = - { G m
ho over r^2 } ,
where m(r) is the cumulative mass inside the shell at r and G is the gravitational constant. The cumulative mass increases with radius according to the mass continuity equation:
{mbox {d} m over mbox{d} r} = 4 pi r^2
ho .
Integrating the mass continuity equation from the star center (r=0) to the radius of the star (r=R) yields the total mass of the star.
Considering the energy leaving the spherical shell yields the energy equation:
{mbox{d} l over mbox{d} r} = 4 pi r^2
ho ( epsilon - epsilon_
u ),
where epsilon_
u is the luminosity produced in the form of neutrinos (which usually escape the star without interacting with ordinary matter) per unit mass. Outside the core of the star, where nuclear reactions occur, no energy is generated, so the luminosity is constant.
The energy transport equation takes differing forms depending upon the mode of energy transport. For conductive luminosity transport (appropriate for a white dwarf), the energy equation is
{mbox{d} T over mbox{d} r} = - {1 over k} { l over 4 pi r^2 },
where k is the thermal conductivity.
In the case of radiative energy transport, appropriate for the inner portion of a solar mass main sequence star and the outer envelope of a massive main sequence star,
{mbox{d} T over mbox{d} r} = - {3 kappa
ho l over 64 pi r^2 sigma T^3},
where kappa is the opacity of the matter, sigma is the Stefan-Boltzmann constant, and the Boltzmann constant is set to one.
The case of convective luminosity transport (appropriate for non-radiative portions of main sequence stars and all of giants and low mass stars) does not have a known rigorous mathematical formulation, and involves turbulence in the gas. Convective energy transport is usually modeled using mixing length theory. This treats the gas in the star as containing discrete elements which roughly retain the temperature, density, and pressure of their surroundings but move through the star as far as a characteristic length, called the mixing length.[5] For a monatomic ideal gas, when the convection is adiabatic, meaning that the convective gas bubbles don't exchange heat with their surroundings, mixing length theory yields
{mbox{d} T over mbox{d} r} = left(1 - {1 over gamma}
ight) {T over P } { mbox{d} P over mbox{d} r},
where gamma = c_p / c_v is the adiabatic index, the ratio of specific heats in the gas. (For a fully ionized ideal gas, gamma = 5/3.) When the convection is not adiabatic, the true temperature gradient is not given by this equation. For example, in the Sun the convection at the base of the convection zone, near the core, is adiabatic but that near the surface is not. The mixing length theory contains two free parameters which must be set to make the model fit observations, so it is a phenomelogical theory rather than a rigorous mathematical formulation.[6]
Also required are the equations of state, relating the pressure, opacity and energy generation rate to other local variables appropriate for the material, such as temperature, density, chemical composition, etc. Relevant equations of state for pressure may have to include the perfect gas law, radiation pressure, pressure due to degenerate electrons, etc. Opacity cannot be expressed exactly by a single formula. It is calculated for various compositions at specific densities and temperatures and presented in tabular form.[7] Stellar structure codes (meaning computer programs calculating the model's variables) either interpolate in a density-temperature grid to obtain the opacity needed, or use a fitting function based on the tabulated values. A similar situation occurs for accurate calculations of the pressure equation of state. Finally, the nuclear energy generation rate is computed from particle physics experiments, using reaction networks to compute reaction rates for each individual reaction step and equilibrium abundances for each isotope in the gas.[6][8]
Combined with a set of boundary conditions, a solution of these equations completely describes the behavior of the star. Typical boundary conditions set the values of the observable parameters appropriately at the surface (r=R) and center (r=0) of the star: P(R) = 0, meaning the pressure at the surface of the star is zero; m(0) = 0, there is no mass inside the center of the star, as required if the mass density remains finite; m(R) = M, the total mass of the star is the star's mass; and T(R) = T_{eff}, the temperature at the surface is the effective temperature of the star.
Although nowadays stellar evolution models describes the main features of color magnitude diagrams, important improvements have to be made in order to remove uncertainties which are linked to the limited knowledge of transport phenomena. The most difficult challenge remains the numerical treatment of turbulence. Some research teams are developing simplified modelling of turbulence in 3D calculations.
Rapid evolution[edit source | editbeta]
The above simplified model is not adequate without modification in situations when the composition changes are sufficiently rapid. The equation of hydrostatic equilibrium may need to be modified by adding a radial acceleration term if the radius of the star is changing very quickly, for example if the star is radially pulsating.[9] Also, if the nuclear burning is not stable, or the star's core is rapidly collapsing, an entropy term must be added to the energy equation.[10]
See also[edit source | editbeta]
Portal icon
Star portal
•Polytrope
•Scale height
References[edit source
0/5000
ممتاز
هيكل من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، البحث
الملف: sun_poster
يبين هذا الرسم البياني شريحة من الشمس
نجوم من مختلف الشامل والسن وبدرجات الهياكل الداخلية. نماذج هيكل نجمي وصف الهيكل الداخلي للنجم بالتفصيل وتقديم تنبؤات مفصلة حول معان، واللون والتطور المستقبلي للنجم.
محتويات [إخفاء]
1
2 نقل الطاقة معادلات هيكل نجمي
3 تطور السريع
4
انظر أيضا 5 المراجع
5.1 إشارات عامة
6 وصلات خارجية لنقل الطاقة [المصدر تحرير | editbeta]
الملف: estrellatipos
النقل المختلفة آليات نجوم منخفضة الكتلة والمتوسطة الكتلة، والكتلة عالية.
طبقات مختلفة من النجوم الحرارة صعودا والنقل إلى الخارج بطرق مختلفة،في المقام الأول الحمل الحراري ونقل الإشعاعي، ولكن التوصيل الحراري المهم في الأقزام البيضاء.
الحراري هو النمط السائد من نقل الطاقة عندما يكون التدرج في درجة الحرارة هو حاد بما فيه الكفاية بحيث لا يتجزأ معين من الغاز داخل النجم سوف تستمر في الارتفاع إذا كان يرتفع قليلا عن طريق عملية ثابت الحرارة. في هذه الحالة،الطرد ارتفاع مزدهر ومستمر في الارتفاع إذا كان أكثر دفئا من الغاز المحيط بها، وإذا كان ارتفاع الجسيمات هو أكثر برودة من الغاز المحيط بها، وسوف تعود مرة أخرى إلى الارتفاع الأصلي [1] في المناطق ذات الانحدار درجة حرارة منخفضة و. منخفض التعتيم بما يكفي للسماح لنقل الطاقة عبر الإشعاع، الإشعاع هو النمط السائد من نقل الطاقة.
الهيكل الداخلي للنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم.
في النجوم الشامل الشمسية (0،3-1،5 كتلة شمسية)، بما في ذلك الشمس، ويحدث الانصهار الهيدروجين إلى هيليوم في المقام الأول عن طريق سلاسل البروتون البروتون، والتي لا إنشاء التدرج في درجة الحرارة الحاد. وبالتالي، والإشعاع السائدة في الجزء الداخلي من النجوم الشامل الشمسية.الجزء الخارجي من النجوم الشامل الشمسية هو باردا بما فيه الكفاية أن الهيدروجين هو محايد، وبالتالي مبهمة إلى الفوتونات فوق البنفسجية، لذلك يسيطر الحراري. ولذلك، نجوم الشامل بالشمس لديها النوى الإشعاعي مع المغلفات الحمل الحراري في الجزء الخارجي من النجم.
في النجوم الضخمة (أكثر من حوالي 1.5 كتلة شمسية)، ودرجة الحرارة الأساسية هي فوق حوالي 1.8 × 107 ك،حتى يحدث الهيدروجين إلى هيليوم الانصهار في المقام الأول عن طريق دورة CNO. في دورة CNO، جداول معدل توليد الطاقة ودرجة الحرارة إلى القوة 17، في حين أن موازين معدل ودرجة الحرارة إلى قوة 4 في سلاسل البروتون بروتون. [2] نظرا لحساسية درجة الحرارة القوية للدورة CNO،التدرج في درجة الحرارة في الجزء الداخلي للنجم حاد بما فيه الكفاية لجعل جوهر الحمل الحراري. في الجزء الخارجي من النجوم، والتدرج في درجة الحرارة هو ضحالة ولكن درجة الحرارة مرتفعة بما فيه الكفاية أن الهيدروجين هو تقريبا المتأينة تماما، لذلك لا يزال النجم شفافة للأشعة فوق البنفسجية. وبالتالي، النجوم الضخمة لديها المغلف الإشعاعي.
أقل نجوم التسلسل الرئيسي الشامل ليس لديهم منطقة الإشعاع، وآلية نقل الطاقة المهيمن في جميع أنحاء نجوم الحراري. وأيضا الحمل الحراري بشكل كامل عمالقة [3]
معادلات هيكل نجمي [المصدر تحرير | editbeta].
أبسط نموذج المستخدمة عادة من هيكل نجمي هو متماثل نموذج شبه ثابت كرويا،الذي يفترض أن نجم هو في حالة مستقرة، وأنه متماثل كرويا. أنه يحتوي على أربعة المعادلات التفاضلية من الدرجة الأولى الأساسية: اثنان تمثل كيف المسألة والضغط تختلف مع دائرة نصف قطرها، واثنتان تمثل كيف درجة الحرارة والإضاءة تختلف مع دائرة نصف قطرها [4]
في تشكيل معادلات هيكل نجمي (استغلال التماثل كروية المفترضة)، وتعتبر واحدة. كثافة المسألة رو (ص)،درجة الحرارة T (ص)، الضغط الكلي (المسألة بالإضافة إلى الإشعاع) ف (ص)، معان ل (ص)، ومعدل توليد الطاقة لكل وحدة كتلة إبسيلون (ص) في قذيفة كروية من سمك MBOX {د} R في على مسافة r من مركز النجم. ومن المفترض أن يكون النجم في حالة توازن الحرارية المحلي (LTE) لذلك تكون درجة الحرارة مماثلة لالمادة والفوتونات.على الرغم من التطور طويل الأمد لا تعقد بدقة لأن درجة الحرارة قذيفة نظرا "يرى" أدناه نفسه هو دائما أكثر سخونة من درجة الحرارة فوق، وهذا التقريب هو عادة ممتازة لأن الفوتون يعني المسار الحر، امدا، هو أصغر بكثير من طول أكثر من التي كانت درجة الحرارة اختلافا كبيرا، ط. ه. امدا ليرة لبنانية ر / | NABLA ر |
الأولى هي بيان من التوازن الهيدروستاتيكي:القوة إلى الخارج بسبب التدرج الضغط داخل النجم متوازنة تماما من قبل قوة الداخل بسبب الجاذبية
{ MBOX {د} P أكثر MBOX {د} ص} = - {جنرال موتورز رو أكثر من R
2 }، حيث m
(R) هي كتلة التراكمي داخل قذيفة في R و G هو ثابت الجاذبية. ويزيد من كتلة التراكمي مع دائرة نصف قطرها وفقا للمعادلة الاستمرارية الشامل:
{ MBOX {د} م على MBOX {د}} ص = 4 PI R
2 رو.
دمج معادلة الاستمرارية الشامل من مركز النجم (ص = 0) لنصف قطر النجم (R = ص) غلة الكتلة الكلية للنجم
النظر في الطاقة وترك غلة قذيفة كروية معادلة الطاقة:
{ MBOX {د} L أكثر MBOX {د}} ص = 4 PI R
2 رو ( إبسيلون - epsilon_ نو)،
حيث epsilon_ نو هو لمعان المنتجة في شكل النيوترونات (والتي عادة الهروب للنجم دون التفاعل مع المادة العادية) لكل وحدة كتلة. خارج الأساسية للنجم، حيث تحدث التفاعلات النووية، لا طاقة توليد الطاقة، وبالتالي فإن تألق مستمر.
المعادلة نقل الطاقة يأخذ أشكالا مختلفة تبعا لطريقة نقل الطاقة.لنقل معان موصل (المناسبة لقزم أبيض)، ومعادلة الطاقة هو
{ MBOX {د} ر أكثر MBOX {د} ص} = - {1 أكثر من ك} {L أكثر من 4 بي آر
2}،
حيث k هو الموصلية الحرارية.
في حالة نقل الطاقة الإشعاعية، مناسبة للجزء الداخلي من الطاقة الشمسية نجمة الشامل التسلسل الرئيسي والمغلف الخارجي للهائل الرئيسي نجمة تسلسل،
{ MBOX {د} ر أكثر MBOX {د} ص} = - {3 كابا رو L أكثر من 64 PI R
2 سيجما ر
3}،
حيث كابا هو غموض هذه المسألة ، سيغما هو ستيفان بولتزمان ثابتة، ويتم تعيين ثابت بولتزمان إلى واحد.
ليس لديها حالة النقل معان الحمل الحراري (مناسبة لأجزاء غير الإشعاعي من نجوم التسلسل الرئيسي وجميع من عمالقة ونجوم كتلة منخفضة) صيغة رياضية صارمة المعروفة، وينطوي على اضطراب في الغاز. وعادة ما يتم نقل الطاقة على غرار الحمل الحراري باستخدام نظرية طول الاختلاط.هذا يعامل الغاز في النجم كما تحتوي على عناصر منفصلة التي تحتفظ تقريبا الحرارة والكثافة، والضغط من محيطهم ولكن التحرك من خلال نجمة بقدر طول مميزة، تسمى طول الاختلاط. [5] بالنسبة لغاز مثالي أحادي الذرة، عندما الحراري هو ثابت الحرارة، وهذا يعني أن فقاعات الغاز الحمل الحراري لا تبادل الحرارة مع البيئة المحيطة بهم،خلط غلة نظرية طول
{ MBOX ر أكثر MBOX R {د} {د}} = ترك (1 - {1 أكثر جاما} الحق) {ر أكثر ع} { MBOX {د} ع أكثر MBOX {د} R}،
حيث جاما = c_p / c_v هو مؤشر ثابت الحرارة، ونسبة محددة مع ارتفاع درجات الحرارة في الغاز. (بالنسبة لغاز مثالي المتأينة بالكامل، جاما = 5/3.) عندما الحراري ليس ثابت الحرارة، لا يعطى التدرج في درجة الحرارة الحقيقية عن طريق هذه المعادلة. على سبيل المثال،في الشمس في الحمل الحراري في قاعدة منطقة الحمل الحراري، بالقرب من النواة، هو ثابت الحرارة ولكن هذا بالقرب من السطح ليست كذلك. نظرية طول خلط يحتوي على معلمتين الحرة التي يجب أن يتم تعيين لجعل الملاحظات تناسب الموديل، لذلك هي نظرية phenomelogical بدلا من صيغة رياضية صارمة. [6]
المطلوبة أيضا هي معادلات الدولة، المتعلقة الضغط،التعتيم ومعدل توليد الطاقة إلى المتغيرات المحلية الأخرى المناسبة للمواد، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي، قد الخ المعادلات ذات الصلة من الدولة للضغط يجب أن يتضمن القانون الكمال الغاز، ضغط الإشعاع، بسبب الضغط تتحول الإلكترونات، الخ لا يمكن التعبير عنها. التعتيم تماما من قبل صيغة واحدة.ويحسب ذلك للتركيبات المختلفة في الكثافة ودرجات الحرارة المحددة وعرضها في شكل جداول. [7] رموز هيكل نجمي (بمعنى برامج الكمبيوتر حساب المتغيرات للنموذج) إما أقحم في شبكة كثافة في درجة الحرارة للحصول على التعتيم المطلوبة، أو استخدام المناسب وظيفة على أساس القيم جدولتها.حدثت حالة مماثلة لحسابات دقيقة لمعادلة الضغط من الدولة. وأخيرا، يتم احتساب معدل توليد الطاقة النووية من تجارب فيزياء الجسيمات، وذلك باستخدام شبكات رد فعل لحساب معدلات التفاعل لكل خطوة رد فعل الفرد وفرة التوازن لكل النظائر في الغاز. [6] [8]
جنبا إلى جنب مع مجموعة من الشروط الحدية ،حل هذه المعادلات تصف تماما سلوك النجم. تعيين شروط الحدود نموذجي القيم من المعلمات يمكن ملاحظتها بشكل مناسب على السطح (R = R) ومركز (ص = 0) للنجم: P (R) = 0، وهذا يعني الضغط على سطح النجم هو صفر، م (0) = 0، وليس هناك كتلة داخل مركز للنجم، على النحو المطلوب إذا ظل كثافة الكتلة محدود، م (ص) = م،الكتلة الكلية للنجم هو كتلة النجم، ور (ص) = T_ {EFF}، ودرجة الحرارة على السطح هي درجة الحرارة الفعالة للنجم
على الرغم من نماذج تطور ممتاز في الوقت الحاضر يصف الملامح الرئيسية لمخططات حجم اللون،. تحسينات هامة يجب أن تتم من أجل إزالة الشكوك التي ترتبط إلى معرفة محدودة من الظواهر النقل.يبقى التحدي الأكثر صعوبة في العلاج العددية من الاضطراب. بعض الفرق البحثية على تطوير نماذج مبسطة من الاضطراب في العمليات الحسابية 3D
التطور السريع [المصدر تحرير | editbeta].
نموذج مبسط أعلاه ليست كافية دون تعديل في حالات عندما يتغير التركيب هي السريع بما فيه الكفاية.قد تحتاج معادلة التوازن الهيدروستاتيكي إلى تعديل بإضافة تسريع المدى شعاعي إذا كان نصف قطر النجم يتغير بسرعة كبيرة، وعلى سبيل المثال إذا كان النجم النابض شعاعيا. [9] أيضا، إذا كان حرق النووية ليست مستقرة، أو الأساسية النجم ينهار بسرعة، ويجب أن يضاف مصطلح الكون إلى معادلة الطاقة [10]
انظر أيضا [عدل المصدر | editbeta].
رمز البوابةنجمة البوابة
• • polytrope ارتفاع مقياس
المراجع [تحرير المصدر
هيكل من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، البحث
الملف: sun_poster
يبين هذا الرسم البياني شريحة من الشمس
نجوم من مختلف الشامل والسن وبدرجات الهياكل الداخلية. نماذج هيكل نجمي وصف الهيكل الداخلي للنجم بالتفصيل وتقديم تنبؤات مفصلة حول معان، واللون والتطور المستقبلي للنجم.
محتويات [إخفاء]
1
2 نقل الطاقة معادلات هيكل نجمي
3 تطور السريع
4
انظر أيضا 5 المراجع
5.1 إشارات عامة
6 وصلات خارجية لنقل الطاقة [المصدر تحرير | editbeta]
الملف: estrellatipos
النقل المختلفة آليات نجوم منخفضة الكتلة والمتوسطة الكتلة، والكتلة عالية.
طبقات مختلفة من النجوم الحرارة صعودا والنقل إلى الخارج بطرق مختلفة،في المقام الأول الحمل الحراري ونقل الإشعاعي، ولكن التوصيل الحراري المهم في الأقزام البيضاء.
الحراري هو النمط السائد من نقل الطاقة عندما يكون التدرج في درجة الحرارة هو حاد بما فيه الكفاية بحيث لا يتجزأ معين من الغاز داخل النجم سوف تستمر في الارتفاع إذا كان يرتفع قليلا عن طريق عملية ثابت الحرارة. في هذه الحالة،الطرد ارتفاع مزدهر ومستمر في الارتفاع إذا كان أكثر دفئا من الغاز المحيط بها، وإذا كان ارتفاع الجسيمات هو أكثر برودة من الغاز المحيط بها، وسوف تعود مرة أخرى إلى الارتفاع الأصلي [1] في المناطق ذات الانحدار درجة حرارة منخفضة و. منخفض التعتيم بما يكفي للسماح لنقل الطاقة عبر الإشعاع، الإشعاع هو النمط السائد من نقل الطاقة.
الهيكل الداخلي للنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم.
في النجوم الشامل الشمسية (0،3-1،5 كتلة شمسية)، بما في ذلك الشمس، ويحدث الانصهار الهيدروجين إلى هيليوم في المقام الأول عن طريق سلاسل البروتون البروتون، والتي لا إنشاء التدرج في درجة الحرارة الحاد. وبالتالي، والإشعاع السائدة في الجزء الداخلي من النجوم الشامل الشمسية.الجزء الخارجي من النجوم الشامل الشمسية هو باردا بما فيه الكفاية أن الهيدروجين هو محايد، وبالتالي مبهمة إلى الفوتونات فوق البنفسجية، لذلك يسيطر الحراري. ولذلك، نجوم الشامل بالشمس لديها النوى الإشعاعي مع المغلفات الحمل الحراري في الجزء الخارجي من النجم.
في النجوم الضخمة (أكثر من حوالي 1.5 كتلة شمسية)، ودرجة الحرارة الأساسية هي فوق حوالي 1.8 × 107 ك،حتى يحدث الهيدروجين إلى هيليوم الانصهار في المقام الأول عن طريق دورة CNO. في دورة CNO، جداول معدل توليد الطاقة ودرجة الحرارة إلى القوة 17، في حين أن موازين معدل ودرجة الحرارة إلى قوة 4 في سلاسل البروتون بروتون. [2] نظرا لحساسية درجة الحرارة القوية للدورة CNO،التدرج في درجة الحرارة في الجزء الداخلي للنجم حاد بما فيه الكفاية لجعل جوهر الحمل الحراري. في الجزء الخارجي من النجوم، والتدرج في درجة الحرارة هو ضحالة ولكن درجة الحرارة مرتفعة بما فيه الكفاية أن الهيدروجين هو تقريبا المتأينة تماما، لذلك لا يزال النجم شفافة للأشعة فوق البنفسجية. وبالتالي، النجوم الضخمة لديها المغلف الإشعاعي.
أقل نجوم التسلسل الرئيسي الشامل ليس لديهم منطقة الإشعاع، وآلية نقل الطاقة المهيمن في جميع أنحاء نجوم الحراري. وأيضا الحمل الحراري بشكل كامل عمالقة [3]
معادلات هيكل نجمي [المصدر تحرير | editbeta].
أبسط نموذج المستخدمة عادة من هيكل نجمي هو متماثل نموذج شبه ثابت كرويا،الذي يفترض أن نجم هو في حالة مستقرة، وأنه متماثل كرويا. أنه يحتوي على أربعة المعادلات التفاضلية من الدرجة الأولى الأساسية: اثنان تمثل كيف المسألة والضغط تختلف مع دائرة نصف قطرها، واثنتان تمثل كيف درجة الحرارة والإضاءة تختلف مع دائرة نصف قطرها [4]
في تشكيل معادلات هيكل نجمي (استغلال التماثل كروية المفترضة)، وتعتبر واحدة. كثافة المسألة رو (ص)،درجة الحرارة T (ص)، الضغط الكلي (المسألة بالإضافة إلى الإشعاع) ف (ص)، معان ل (ص)، ومعدل توليد الطاقة لكل وحدة كتلة إبسيلون (ص) في قذيفة كروية من سمك MBOX {د} R في على مسافة r من مركز النجم. ومن المفترض أن يكون النجم في حالة توازن الحرارية المحلي (LTE) لذلك تكون درجة الحرارة مماثلة لالمادة والفوتونات.على الرغم من التطور طويل الأمد لا تعقد بدقة لأن درجة الحرارة قذيفة نظرا "يرى" أدناه نفسه هو دائما أكثر سخونة من درجة الحرارة فوق، وهذا التقريب هو عادة ممتازة لأن الفوتون يعني المسار الحر، امدا، هو أصغر بكثير من طول أكثر من التي كانت درجة الحرارة اختلافا كبيرا، ط. ه. امدا ليرة لبنانية ر / | NABLA ر |
الأولى هي بيان من التوازن الهيدروستاتيكي:القوة إلى الخارج بسبب التدرج الضغط داخل النجم متوازنة تماما من قبل قوة الداخل بسبب الجاذبية
{ MBOX {د} P أكثر MBOX {د} ص} = - {جنرال موتورز رو أكثر من R
2 }، حيث m
(R) هي كتلة التراكمي داخل قذيفة في R و G هو ثابت الجاذبية. ويزيد من كتلة التراكمي مع دائرة نصف قطرها وفقا للمعادلة الاستمرارية الشامل:
{ MBOX {د} م على MBOX {د}} ص = 4 PI R
2 رو.
دمج معادلة الاستمرارية الشامل من مركز النجم (ص = 0) لنصف قطر النجم (R = ص) غلة الكتلة الكلية للنجم
النظر في الطاقة وترك غلة قذيفة كروية معادلة الطاقة:
{ MBOX {د} L أكثر MBOX {د}} ص = 4 PI R
2 رو ( إبسيلون - epsilon_ نو)،
حيث epsilon_ نو هو لمعان المنتجة في شكل النيوترونات (والتي عادة الهروب للنجم دون التفاعل مع المادة العادية) لكل وحدة كتلة. خارج الأساسية للنجم، حيث تحدث التفاعلات النووية، لا طاقة توليد الطاقة، وبالتالي فإن تألق مستمر.
المعادلة نقل الطاقة يأخذ أشكالا مختلفة تبعا لطريقة نقل الطاقة.لنقل معان موصل (المناسبة لقزم أبيض)، ومعادلة الطاقة هو
{ MBOX {د} ر أكثر MBOX {د} ص} = - {1 أكثر من ك} {L أكثر من 4 بي آر
2}،
حيث k هو الموصلية الحرارية.
في حالة نقل الطاقة الإشعاعية، مناسبة للجزء الداخلي من الطاقة الشمسية نجمة الشامل التسلسل الرئيسي والمغلف الخارجي للهائل الرئيسي نجمة تسلسل،
{ MBOX {د} ر أكثر MBOX {د} ص} = - {3 كابا رو L أكثر من 64 PI R
2 سيجما ر
3}،
حيث كابا هو غموض هذه المسألة ، سيغما هو ستيفان بولتزمان ثابتة، ويتم تعيين ثابت بولتزمان إلى واحد.
ليس لديها حالة النقل معان الحمل الحراري (مناسبة لأجزاء غير الإشعاعي من نجوم التسلسل الرئيسي وجميع من عمالقة ونجوم كتلة منخفضة) صيغة رياضية صارمة المعروفة، وينطوي على اضطراب في الغاز. وعادة ما يتم نقل الطاقة على غرار الحمل الحراري باستخدام نظرية طول الاختلاط.هذا يعامل الغاز في النجم كما تحتوي على عناصر منفصلة التي تحتفظ تقريبا الحرارة والكثافة، والضغط من محيطهم ولكن التحرك من خلال نجمة بقدر طول مميزة، تسمى طول الاختلاط. [5] بالنسبة لغاز مثالي أحادي الذرة، عندما الحراري هو ثابت الحرارة، وهذا يعني أن فقاعات الغاز الحمل الحراري لا تبادل الحرارة مع البيئة المحيطة بهم،خلط غلة نظرية طول
{ MBOX ر أكثر MBOX R {د} {د}} = ترك (1 - {1 أكثر جاما} الحق) {ر أكثر ع} { MBOX {د} ع أكثر MBOX {د} R}،
حيث جاما = c_p / c_v هو مؤشر ثابت الحرارة، ونسبة محددة مع ارتفاع درجات الحرارة في الغاز. (بالنسبة لغاز مثالي المتأينة بالكامل، جاما = 5/3.) عندما الحراري ليس ثابت الحرارة، لا يعطى التدرج في درجة الحرارة الحقيقية عن طريق هذه المعادلة. على سبيل المثال،في الشمس في الحمل الحراري في قاعدة منطقة الحمل الحراري، بالقرب من النواة، هو ثابت الحرارة ولكن هذا بالقرب من السطح ليست كذلك. نظرية طول خلط يحتوي على معلمتين الحرة التي يجب أن يتم تعيين لجعل الملاحظات تناسب الموديل، لذلك هي نظرية phenomelogical بدلا من صيغة رياضية صارمة. [6]
المطلوبة أيضا هي معادلات الدولة، المتعلقة الضغط،التعتيم ومعدل توليد الطاقة إلى المتغيرات المحلية الأخرى المناسبة للمواد، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي، قد الخ المعادلات ذات الصلة من الدولة للضغط يجب أن يتضمن القانون الكمال الغاز، ضغط الإشعاع، بسبب الضغط تتحول الإلكترونات، الخ لا يمكن التعبير عنها. التعتيم تماما من قبل صيغة واحدة.ويحسب ذلك للتركيبات المختلفة في الكثافة ودرجات الحرارة المحددة وعرضها في شكل جداول. [7] رموز هيكل نجمي (بمعنى برامج الكمبيوتر حساب المتغيرات للنموذج) إما أقحم في شبكة كثافة في درجة الحرارة للحصول على التعتيم المطلوبة، أو استخدام المناسب وظيفة على أساس القيم جدولتها.حدثت حالة مماثلة لحسابات دقيقة لمعادلة الضغط من الدولة. وأخيرا، يتم احتساب معدل توليد الطاقة النووية من تجارب فيزياء الجسيمات، وذلك باستخدام شبكات رد فعل لحساب معدلات التفاعل لكل خطوة رد فعل الفرد وفرة التوازن لكل النظائر في الغاز. [6] [8]
جنبا إلى جنب مع مجموعة من الشروط الحدية ،حل هذه المعادلات تصف تماما سلوك النجم. تعيين شروط الحدود نموذجي القيم من المعلمات يمكن ملاحظتها بشكل مناسب على السطح (R = R) ومركز (ص = 0) للنجم: P (R) = 0، وهذا يعني الضغط على سطح النجم هو صفر، م (0) = 0، وليس هناك كتلة داخل مركز للنجم، على النحو المطلوب إذا ظل كثافة الكتلة محدود، م (ص) = م،الكتلة الكلية للنجم هو كتلة النجم، ور (ص) = T_ {EFF}، ودرجة الحرارة على السطح هي درجة الحرارة الفعالة للنجم
على الرغم من نماذج تطور ممتاز في الوقت الحاضر يصف الملامح الرئيسية لمخططات حجم اللون،. تحسينات هامة يجب أن تتم من أجل إزالة الشكوك التي ترتبط إلى معرفة محدودة من الظواهر النقل.يبقى التحدي الأكثر صعوبة في العلاج العددية من الاضطراب. بعض الفرق البحثية على تطوير نماذج مبسطة من الاضطراب في العمليات الحسابية 3D
التطور السريع [المصدر تحرير | editbeta].
نموذج مبسط أعلاه ليست كافية دون تعديل في حالات عندما يتغير التركيب هي السريع بما فيه الكفاية.قد تحتاج معادلة التوازن الهيدروستاتيكي إلى تعديل بإضافة تسريع المدى شعاعي إذا كان نصف قطر النجم يتغير بسرعة كبيرة، وعلى سبيل المثال إذا كان النجم النابض شعاعيا. [9] أيضا، إذا كان حرق النووية ليست مستقرة، أو الأساسية النجم ينهار بسرعة، ويجب أن يضاف مصطلح الكون إلى معادلة الطاقة [10]
انظر أيضا [عدل المصدر | editbeta].
رمز البوابةنجمة البوابة
• • polytrope ارتفاع مقياس
المراجع [تحرير المصدر
يجري ترجمتها، يرجى الانتظار ..
هيكل ممتاز
"من ويكيبيديا"، الموسوعة الحرة
الانتقال إلى: الملاحة، والبحث
ملف: Sun_poster
هذا الرسم البياني يوضح قطاعا عريضاً من الشمس
النجوم من كتلة مختلفة وسن لها هياكل داخلية متفاوتة. وصف البنية الداخلية لنجمه بالتفصيل نماذج هيكل ممتاز وتنبؤات مفصلة حول الإضاءة واللون والتطور المستقبلي للنجم.
محتويات [إخفاء]
1 الطاقة النقل
المعادلات 2 هيكل ممتاز
التطور السريع 3
4 انظر أيضا
المراجع 5
5.1 إشارات عامة
الارتباطات الخارجية 6
النقل الطاقة [تحرير مصدر | اديتبيتا]
ملف: استريلاتيبوس
آليات النقل المختلفة من النجوم كتلة منخفضة ومتوسطة-الكتلة، وكتلة عالية.
طبقات مختلفة من النجوم نقل الحرارة تصل وإلى الخارج بطرق مختلفة، المهم أساسا الحراري ونقل التأثير الإشعاعي، ولكن التوصيل الحراري في الأقزام البيضاء.
الحراري هو الأسلوب السائد للنقل الطاقة عند التدرج درجة الحرارة حاد ما فيه الكفاية بحيث قطعة معينة من الغاز داخل النجم سيواصل الارتفاع إذا أنه يرتفع قليلاً عن طريق عملية كظومه. في هذه الحالة، ارتفاع الطرد هو ازدهار وتواصل الارتفاع إذا كان أكثر دفئا من الغاز المحيطة بها؛ إذا كان ارتفاع الجسيمات أكثر برودة من الغاز المحيطة بها، سوف يرتد إلى طوله الأصلي.[1] في المناطق مع تدرج درجة الحرارة منخفضة وتعتيم منخفضة بما يكفي للسماح بنقل الطاقة عن طريق الإشعاع، الإشعاع هو الأسلوب السائد للطاقة النقل.
الهيكل الداخلي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم.
في النجوم الشامل الطاقة الشمسية (الطاقة الشمسية 0.3–1.5 الجماهير)، بما في ذلك الشمس، ويحدث الانصهار الهيدروجين إلى الهليوم أساسا عن طريق سلاسل بروتون-بروتون، التي لا تثبت تدرج درجة الحرارة شديدة انحدار. وهكذا، يهيمن على الإشعاع في الجزء الداخلي من النجوم كتلة شمسية. الجزء الخارجي من النجوم الشامل الطاقة الشمسية بارد ما فيه الكفاية أن الهيدروجين محايد وهكذا مبهمة للفوتونات فوق البنفسجية، حيث يهيمن على الحمل الحراري. ولذلك، قد النجوم كتلة شمسية النوى الإشعاعي مع مغلفات الحمل الحراري في الجزء الخارجي من النجوم.
في النجوم الضخمة (أكبر من الجماهير الشمسية حوالي 1.5)، درجة الحرارة الأساسية أعلاه حول 1.8 × ك 107، حيث يحدث انصهار الهيدروجين إلى الهليوم أساسا عن طريق دورة CNO. في دورة CNO، جداول معدل توليد الطاقة كدرجة الحرارة إلى القوة 17، بينما يقيس المعدل كدرجة الحرارة إلى السلطة الرابعة في سلسلة بروتون-بروتون.[2] ونظرا لحساسية درجة الحرارة قوية في دورة CNO، التدرج درجة الحرارة في الجزء الداخلي من النجم حاد ما يكفي لجعل لب الحمل الحراري. في الجزء الخارجي من النجم، والتدرج درجة الحرارة ضحالة لكن درجة حرارة عالية بما يكفي أن تقريبا تماما المتأينة الهيدروجين، حيث تبقى النجمة شفافة للأشعة فوق البنفسجية. وهكذا، يكون النجوم الضخمة مظروف الإشعاعي.
نجوم التسلسل الرئيسي الشامل أدنى قد لا توجد منطقة الإشعاع؛ إليه نقل الطاقة المهيمنة في جميع أنحاء النجمة هو الحمل الحراري. العمالقة أيضا تماما من الحمل الحراري.[3]
معادلات هيكل ممتاز [تحرير مصدر | اديتبيتا]
هو أبسط نموذج استخداماً لهيكل ممتاز نموذج توسع متماثل كرويا، التي يفترض أن نجمة في حالة مستقرة وأنها متناظرة كرويا. أنه يحتوي على معادلات تفاضلية الدرجة الأولى الأساسية الأربعة: اثنان تمثل كيف تختلف هذه المسألة والضغط مع دائرة نصف قطرها؛ وتمثل اثنين كيف تختلف درجة الحرارة والإضاءة مع دائرة نصف قطرها.[4]
في تشكيل هيكل ممتاز المعادلات (استغلال التماثل كروية المفترضة)، يعتبر أحد
ho(r) كثافة هذه المسألة، درجة الحرارة T(r)، مجموع الضغط (هذه المسألة بالإضافة إلى الإشعاع) P(r)، l(r) الإضاءة، ومعدل توليد الطاقة لكل وحدة epsilon(r) الشامل في قذيفة كروية من سمك mbox{d}r في r مسافة من مركز النجمة. النجمة يفترض أن تكون في حالة توازن دينامي حراري المحلية (LTE) حتى درجة الحرارة مطابق لهذه المسألة والفوتونات. على الرغم من أن لا تعقد LTE صارما لأن درجة الحرارة قذيفة معين "يرى" أدناه نفسها دائماً أكثر سخونة من درجة الحرارة المذكورة أعلاه، هذا التقريب عادة ممتازة لأنه يعني الفوتون المسار الحر، lambda، أصغر بكثير من طول الفترة التي تتفاوت درجة الحرارة إلى حد كبير، أولاً هاء lambda ll T/|
abla T|.
أولاً بيان التوازن الهيدروستاتيكي: بالضبط هو متوازن القوة إلى الخارج بسبب التدرج الضغط داخل النجم بالقوة إلى الداخل بسبب الجاذبية.
over mbox{d {mbox{d} ف} r} =-{ز م
ho over آر
2}،
حيث هو m(r) الكتلة التراكمية داخل القذيفة على r و G هو ثابت الجاذبية. كتلة التراكمي يزيد قطرها وفقا لمعادلة الاستمرارية الشامل:
r {over mbox{d م mbox {د}}} = 4 pi r
2
ho.
دمج معادلة الاستمرارية الشامل من مركز نجمة (r = 0) إلى نصف قطر النجم (r = R) غلة الكتلة الإجمالية للنجوم.
تفكر في الطاقة ترك قذيفة كروية غلة في معادلة الطاقة:
over mbox{d ل {mbox{d}} r} = 4 pi r
2
ho (epsilon-epsilon_
u),
حيث epsilon_
u هو الإضاءة المنتجة في شكل الجزيئات المحايدة (التي عادة الهروب النجم دون التفاعل مع المسألة عادية) كل وحدة الكتلة. خارج جوهر النجمة، حيث تحدث التفاعلات النووية، يتم إنشاء لا الطاقة، ذلك هو الإضاءة ثابت.
معادلة النقل الطاقة يأخذ أشكالاً مختلفة تبعاً لطريقة نقل الطاقة. لمعان موصلة النقل (المناسبة قزم أبيض)، معادلة الطاقة
over mbox{d {mbox{d} تي} r} =-{1 over ك} {r pi over 4 ل
2}،
حيث هو ك الموصلية الحرارية.
في حالة نقل الطاقة الإشعاعية، مناسبة للجزء الداخلي من نجم التسلسل الرئيسي الشامل الطاقة الشمسية والمحيط الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي ضخمة,
ص over mbox{d {mbox{d} تي}} =-{l kappa
ho 3 over 64 pi r
sigma 2 ر
3}،
kappa هو التعتيم هذه المسألة، sigma هو ثابت ستيفان-بولتزمان، حيث يتم تعيين ثابت بولتزمان لأحد.
حالة النقل معان الحمل الحراري (المناسبة للأجزاء غير الإشعاعي من نجوم التسلسل الرئيسي وجميع العمالقة والنجوم كتلة منخفضة) ليس لديه صيغة رياضية صارمة معروفة، وينطوي على الاضطراب في الغاز. وعلى غرار النقل الطاقة الحراري عادة استخدام خلط طول نظرية. وهذا يعامل الغاز في النجوم كالتي تحتوي على العناصر المنفصلة التي تحتفظ درجة الحرارة والكثافة والضغط من محيطهم تقريبا لكن الانتقال عن طريق النجم قدر الإمكان على طول مميزة، تسمى طول خلط.[5] لغاز مثالي موناتوميك، يعني عند كظومه الحمل الحراري فإن فقاعات الغاز الحراري لا تبادل الحرارة مع البيئة المحيطة بهم، خلط نظرية طول غلة
over mbox{d {mbox{d} تي} r} = left (1-{1 over gamma}
ight) {over تي ف} over mbox{d {mbox{d} ف} r}،
حيث gamma = c_p/c_v هو مؤشر كظومه، نسبة محددة مع ارتفاع درجات الحرارة في الغاز. (لغاز مثالي تماما المتأين، gamma = 5/3.) عندما لا يكون الحمل الحراري كظومه، لا تعطي هذه المعادلة التدرج درجة الحرارة الحقيقية. على سبيل المثال، في الشمس الحراري في القاعدة لمنطقة الحمل الحراري، قرب الأساسية، كظومه لكن ليس بالقرب من السطح. ويتضمن نظرية طول خلط معلمتين من معلمات الحرة التي يجب أن يتم تعيين لجعل نموذج تناسب الملاحظات، حتى أنها نظرية فينوميلوجيكال بدلاً من صيغة رياضية صارمة.[6]
أيضا المطلوبة هي معادلات الدولة، المتعلقة بالضغط، معدل توليد التعتيم والطاقة إلى المتغيرات المحلية الأخرى المناسبة للمواد، مثل درجة الحرارة، والكثافة، والتركيب الكيميائي، إلخ. المعادلات ذات الصلة للدولة للضغط قد تشمل قانون الغاز المثالي، وضغط الإشعاع، ضغط بسبب الإلكترونات منحط، إلخ. العتامة لا يمكن التعبير عنها بصيغة واحدة بالضبط. فإنه يحسب للتراكيب المختلفة في درجات الحرارة وكثافة محددة والمقدمة في شكل جدولي.[7] رموز هيكل ممتاز (برامج الحاسوب معنى حساب متغيرات النموذج) أما اقحم في شبكة درجة حرارة كثافة للحصول على عتامة اللازمة، أو استخدم دالة مناسب استناداً إلى القيم مبوبة. تحدث حالة مشابهة لحسابات دقيقة لمعادلة ضغط من الدولة. وأخيراً، يتم حسابها بمعدل توليد الطاقة النووية من تجارب فيزياء الجسيمات، باستخدام شبكات رد فعل لحساب معدلات تفاعل لكل خطوة والتوازن وفرة رد الفعل الفردي لكل النظائر في الغاز.[6][8]
جنبا إلى جنب مع مجموعة من شروط الحدود، ويصف حل هذه المعادلات تماما سلوك النجم. شروط الحدود نموذجية تعيين قيم المعلمات يمكن ملاحظتها بشكل مناسب في السطح (r = R) ومركز (r = 0) النجم: P(R) = 0، مما يعني الضغط على سطح النجمة صفراً؛ m(0) = 0، هناك لا كتلة داخل المركز النجم، كما هو مطلوب إذا كانت كثافة الشامل ما زالت محدودة؛ m(R) = M، الكتلة الإجمالية للنجم هو الجماهيري النجم؛ و T(R) = T_ {eff}، درجة حرارة السطح هو درجة الحرارة الفعالة للنجوم.
على الرغم من أن نماذج تطور ممتاز في الوقت الحاضر يصف السمات الرئيسية للرسومات التخطيطية لضخامة اللون، تحسينات هامة يجب أن تتم من أجل إزالة الشكوك التي ترتبط بالمعرفة المحدودة لظواهر النقل. ويظل التحدي الأكثر صعوبة المعالجة العددية للاضطراب. بعض فرق البحث تقوم بتطوير نماذج مبسطة من الاضطرابات في العمليات الحسابية 3D.
التطور السريع [تحرير مصدر | اديتبيتا]
النموذج المبسط أعلاه ليست كافية دون تعديل في الحالات عندما تكون التغييرات التكوين السريع بما فيه الكفاية. معادلة التوازن الهيدروستاتيكي قد تحتاج إلى تعديل بإضافة تسريع شعاعي الأجل إذا كان نصف قطر النجم يتغير بسرعة كبيرة، على سبيل المثال، إذا كان هو النابض النجم شعاعيا.[9] أيضا، إذا كان حرق النووية ليست مستقرة، أو سرعة ينهار الأساسية النجم، يجب إضافة استخدام مصطلح انتروبيا لمعادلة الطاقة.[10]
انظر أيضا [تحرير مصدر | اديتبيتا]
رمز بوابة
بوابة النجوم
•Polytrope
•Scale الارتفاع
مراجع [تحرير المصدر
"من ويكيبيديا"، الموسوعة الحرة
الانتقال إلى: الملاحة، والبحث
ملف: Sun_poster
هذا الرسم البياني يوضح قطاعا عريضاً من الشمس
النجوم من كتلة مختلفة وسن لها هياكل داخلية متفاوتة. وصف البنية الداخلية لنجمه بالتفصيل نماذج هيكل ممتاز وتنبؤات مفصلة حول الإضاءة واللون والتطور المستقبلي للنجم.
محتويات [إخفاء]
1 الطاقة النقل
المعادلات 2 هيكل ممتاز
التطور السريع 3
4 انظر أيضا
المراجع 5
5.1 إشارات عامة
الارتباطات الخارجية 6
النقل الطاقة [تحرير مصدر | اديتبيتا]
ملف: استريلاتيبوس
آليات النقل المختلفة من النجوم كتلة منخفضة ومتوسطة-الكتلة، وكتلة عالية.
طبقات مختلفة من النجوم نقل الحرارة تصل وإلى الخارج بطرق مختلفة، المهم أساسا الحراري ونقل التأثير الإشعاعي، ولكن التوصيل الحراري في الأقزام البيضاء.
الحراري هو الأسلوب السائد للنقل الطاقة عند التدرج درجة الحرارة حاد ما فيه الكفاية بحيث قطعة معينة من الغاز داخل النجم سيواصل الارتفاع إذا أنه يرتفع قليلاً عن طريق عملية كظومه. في هذه الحالة، ارتفاع الطرد هو ازدهار وتواصل الارتفاع إذا كان أكثر دفئا من الغاز المحيطة بها؛ إذا كان ارتفاع الجسيمات أكثر برودة من الغاز المحيطة بها، سوف يرتد إلى طوله الأصلي.[1] في المناطق مع تدرج درجة الحرارة منخفضة وتعتيم منخفضة بما يكفي للسماح بنقل الطاقة عن طريق الإشعاع، الإشعاع هو الأسلوب السائد للطاقة النقل.
الهيكل الداخلي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم.
في النجوم الشامل الطاقة الشمسية (الطاقة الشمسية 0.3–1.5 الجماهير)، بما في ذلك الشمس، ويحدث الانصهار الهيدروجين إلى الهليوم أساسا عن طريق سلاسل بروتون-بروتون، التي لا تثبت تدرج درجة الحرارة شديدة انحدار. وهكذا، يهيمن على الإشعاع في الجزء الداخلي من النجوم كتلة شمسية. الجزء الخارجي من النجوم الشامل الطاقة الشمسية بارد ما فيه الكفاية أن الهيدروجين محايد وهكذا مبهمة للفوتونات فوق البنفسجية، حيث يهيمن على الحمل الحراري. ولذلك، قد النجوم كتلة شمسية النوى الإشعاعي مع مغلفات الحمل الحراري في الجزء الخارجي من النجوم.
في النجوم الضخمة (أكبر من الجماهير الشمسية حوالي 1.5)، درجة الحرارة الأساسية أعلاه حول 1.8 × ك 107، حيث يحدث انصهار الهيدروجين إلى الهليوم أساسا عن طريق دورة CNO. في دورة CNO، جداول معدل توليد الطاقة كدرجة الحرارة إلى القوة 17، بينما يقيس المعدل كدرجة الحرارة إلى السلطة الرابعة في سلسلة بروتون-بروتون.[2] ونظرا لحساسية درجة الحرارة قوية في دورة CNO، التدرج درجة الحرارة في الجزء الداخلي من النجم حاد ما يكفي لجعل لب الحمل الحراري. في الجزء الخارجي من النجم، والتدرج درجة الحرارة ضحالة لكن درجة حرارة عالية بما يكفي أن تقريبا تماما المتأينة الهيدروجين، حيث تبقى النجمة شفافة للأشعة فوق البنفسجية. وهكذا، يكون النجوم الضخمة مظروف الإشعاعي.
نجوم التسلسل الرئيسي الشامل أدنى قد لا توجد منطقة الإشعاع؛ إليه نقل الطاقة المهيمنة في جميع أنحاء النجمة هو الحمل الحراري. العمالقة أيضا تماما من الحمل الحراري.[3]
معادلات هيكل ممتاز [تحرير مصدر | اديتبيتا]
هو أبسط نموذج استخداماً لهيكل ممتاز نموذج توسع متماثل كرويا، التي يفترض أن نجمة في حالة مستقرة وأنها متناظرة كرويا. أنه يحتوي على معادلات تفاضلية الدرجة الأولى الأساسية الأربعة: اثنان تمثل كيف تختلف هذه المسألة والضغط مع دائرة نصف قطرها؛ وتمثل اثنين كيف تختلف درجة الحرارة والإضاءة مع دائرة نصف قطرها.[4]
في تشكيل هيكل ممتاز المعادلات (استغلال التماثل كروية المفترضة)، يعتبر أحد
ho(r) كثافة هذه المسألة، درجة الحرارة T(r)، مجموع الضغط (هذه المسألة بالإضافة إلى الإشعاع) P(r)، l(r) الإضاءة، ومعدل توليد الطاقة لكل وحدة epsilon(r) الشامل في قذيفة كروية من سمك mbox{d}r في r مسافة من مركز النجمة. النجمة يفترض أن تكون في حالة توازن دينامي حراري المحلية (LTE) حتى درجة الحرارة مطابق لهذه المسألة والفوتونات. على الرغم من أن لا تعقد LTE صارما لأن درجة الحرارة قذيفة معين "يرى" أدناه نفسها دائماً أكثر سخونة من درجة الحرارة المذكورة أعلاه، هذا التقريب عادة ممتازة لأنه يعني الفوتون المسار الحر، lambda، أصغر بكثير من طول الفترة التي تتفاوت درجة الحرارة إلى حد كبير، أولاً هاء lambda ll T/|
abla T|.
أولاً بيان التوازن الهيدروستاتيكي: بالضبط هو متوازن القوة إلى الخارج بسبب التدرج الضغط داخل النجم بالقوة إلى الداخل بسبب الجاذبية.
over mbox{d {mbox{d} ف} r} =-{ز م
ho over آر
2}،
حيث هو m(r) الكتلة التراكمية داخل القذيفة على r و G هو ثابت الجاذبية. كتلة التراكمي يزيد قطرها وفقا لمعادلة الاستمرارية الشامل:
r {over mbox{d م mbox {د}}} = 4 pi r
2
ho.
دمج معادلة الاستمرارية الشامل من مركز نجمة (r = 0) إلى نصف قطر النجم (r = R) غلة الكتلة الإجمالية للنجوم.
تفكر في الطاقة ترك قذيفة كروية غلة في معادلة الطاقة:
over mbox{d ل {mbox{d}} r} = 4 pi r
2
ho (epsilon-epsilon_
u),
حيث epsilon_
u هو الإضاءة المنتجة في شكل الجزيئات المحايدة (التي عادة الهروب النجم دون التفاعل مع المسألة عادية) كل وحدة الكتلة. خارج جوهر النجمة، حيث تحدث التفاعلات النووية، يتم إنشاء لا الطاقة، ذلك هو الإضاءة ثابت.
معادلة النقل الطاقة يأخذ أشكالاً مختلفة تبعاً لطريقة نقل الطاقة. لمعان موصلة النقل (المناسبة قزم أبيض)، معادلة الطاقة
over mbox{d {mbox{d} تي} r} =-{1 over ك} {r pi over 4 ل
2}،
حيث هو ك الموصلية الحرارية.
في حالة نقل الطاقة الإشعاعية، مناسبة للجزء الداخلي من نجم التسلسل الرئيسي الشامل الطاقة الشمسية والمحيط الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي ضخمة,
ص over mbox{d {mbox{d} تي}} =-{l kappa
ho 3 over 64 pi r
sigma 2 ر
3}،
kappa هو التعتيم هذه المسألة، sigma هو ثابت ستيفان-بولتزمان، حيث يتم تعيين ثابت بولتزمان لأحد.
حالة النقل معان الحمل الحراري (المناسبة للأجزاء غير الإشعاعي من نجوم التسلسل الرئيسي وجميع العمالقة والنجوم كتلة منخفضة) ليس لديه صيغة رياضية صارمة معروفة، وينطوي على الاضطراب في الغاز. وعلى غرار النقل الطاقة الحراري عادة استخدام خلط طول نظرية. وهذا يعامل الغاز في النجوم كالتي تحتوي على العناصر المنفصلة التي تحتفظ درجة الحرارة والكثافة والضغط من محيطهم تقريبا لكن الانتقال عن طريق النجم قدر الإمكان على طول مميزة، تسمى طول خلط.[5] لغاز مثالي موناتوميك، يعني عند كظومه الحمل الحراري فإن فقاعات الغاز الحراري لا تبادل الحرارة مع البيئة المحيطة بهم، خلط نظرية طول غلة
over mbox{d {mbox{d} تي} r} = left (1-{1 over gamma}
ight) {over تي ف} over mbox{d {mbox{d} ف} r}،
حيث gamma = c_p/c_v هو مؤشر كظومه، نسبة محددة مع ارتفاع درجات الحرارة في الغاز. (لغاز مثالي تماما المتأين، gamma = 5/3.) عندما لا يكون الحمل الحراري كظومه، لا تعطي هذه المعادلة التدرج درجة الحرارة الحقيقية. على سبيل المثال، في الشمس الحراري في القاعدة لمنطقة الحمل الحراري، قرب الأساسية، كظومه لكن ليس بالقرب من السطح. ويتضمن نظرية طول خلط معلمتين من معلمات الحرة التي يجب أن يتم تعيين لجعل نموذج تناسب الملاحظات، حتى أنها نظرية فينوميلوجيكال بدلاً من صيغة رياضية صارمة.[6]
أيضا المطلوبة هي معادلات الدولة، المتعلقة بالضغط، معدل توليد التعتيم والطاقة إلى المتغيرات المحلية الأخرى المناسبة للمواد، مثل درجة الحرارة، والكثافة، والتركيب الكيميائي، إلخ. المعادلات ذات الصلة للدولة للضغط قد تشمل قانون الغاز المثالي، وضغط الإشعاع، ضغط بسبب الإلكترونات منحط، إلخ. العتامة لا يمكن التعبير عنها بصيغة واحدة بالضبط. فإنه يحسب للتراكيب المختلفة في درجات الحرارة وكثافة محددة والمقدمة في شكل جدولي.[7] رموز هيكل ممتاز (برامج الحاسوب معنى حساب متغيرات النموذج) أما اقحم في شبكة درجة حرارة كثافة للحصول على عتامة اللازمة، أو استخدم دالة مناسب استناداً إلى القيم مبوبة. تحدث حالة مشابهة لحسابات دقيقة لمعادلة ضغط من الدولة. وأخيراً، يتم حسابها بمعدل توليد الطاقة النووية من تجارب فيزياء الجسيمات، باستخدام شبكات رد فعل لحساب معدلات تفاعل لكل خطوة والتوازن وفرة رد الفعل الفردي لكل النظائر في الغاز.[6][8]
جنبا إلى جنب مع مجموعة من شروط الحدود، ويصف حل هذه المعادلات تماما سلوك النجم. شروط الحدود نموذجية تعيين قيم المعلمات يمكن ملاحظتها بشكل مناسب في السطح (r = R) ومركز (r = 0) النجم: P(R) = 0، مما يعني الضغط على سطح النجمة صفراً؛ m(0) = 0، هناك لا كتلة داخل المركز النجم، كما هو مطلوب إذا كانت كثافة الشامل ما زالت محدودة؛ m(R) = M، الكتلة الإجمالية للنجم هو الجماهيري النجم؛ و T(R) = T_ {eff}، درجة حرارة السطح هو درجة الحرارة الفعالة للنجوم.
على الرغم من أن نماذج تطور ممتاز في الوقت الحاضر يصف السمات الرئيسية للرسومات التخطيطية لضخامة اللون، تحسينات هامة يجب أن تتم من أجل إزالة الشكوك التي ترتبط بالمعرفة المحدودة لظواهر النقل. ويظل التحدي الأكثر صعوبة المعالجة العددية للاضطراب. بعض فرق البحث تقوم بتطوير نماذج مبسطة من الاضطرابات في العمليات الحسابية 3D.
التطور السريع [تحرير مصدر | اديتبيتا]
النموذج المبسط أعلاه ليست كافية دون تعديل في الحالات عندما تكون التغييرات التكوين السريع بما فيه الكفاية. معادلة التوازن الهيدروستاتيكي قد تحتاج إلى تعديل بإضافة تسريع شعاعي الأجل إذا كان نصف قطر النجم يتغير بسرعة كبيرة، على سبيل المثال، إذا كان هو النابض النجم شعاعيا.[9] أيضا، إذا كان حرق النووية ليست مستقرة، أو سرعة ينهار الأساسية النجم، يجب إضافة استخدام مصطلح انتروبيا لمعادلة الطاقة.[10]
انظر أيضا [تحرير مصدر | اديتبيتا]
رمز بوابة
بوابة النجوم
•Polytrope
•Scale الارتفاع
مراجع [تحرير المصدر
يجري ترجمتها، يرجى الانتظار ..
الهيكل الرائع يمكنك من ويكيبيديا ، الموسوعة الحرة يمكنك القفز إلى : الملاحة ، بحث ملف يمكنك:sun_poster
يظهر هذا المخطط عبر الباب الشمس
النجوم من مختلف الأعمار تختلف هياكلها الداخلية. الهيكل السماوي نماذج وصف الهيكل الداخلي من نجمة في مفصلة تفصيلا تكهنات عن سطوع لون ومستقبل تطور النجوم "
محتويات] [إخفاء
1 2 يمكنك نقل الطاقة من المعادلات هيكل
3 التطور السريع
4 انظر أيضا مراجع
5 5.1 يمكنك مراجع عامة
6 الروابط الخارجية يمكنك نقل الطاقة [تحرير المصدر | editbeta]
File estrellatipos
آليات النقل المختلفة منخفضة الكتلة المتوسطة ، و ارتفاع الكتلة النجوم
طبقات مختلفة من النجوم تسخن النقل إلى الخارج بطرق مختلفة,يعمل بنظام الحمل الحراري بالدرجة الاولى و الإشعاعية نقل حراري وده المهم في وايت والاقزام "
يعمل بنظام الحمل الحراري هو ا سلوب الغالب من نقل الطاقة عندما تدرج درجة الحرارة شديد الانحدار بما فيه الكفاية حتى أن لا يتجزأ من الغاز داخل النجم سوف يزداد إذا كان ارتفاع طفيف عبر adiabatic العملية. في هذه الحالة،ارتفاع القطعة وقوية لا تزال مرشحة للارتفاع إذا أكثر دفئا من الغاز المحيطة; إذا كان ارتفاع الحرف أشد برودة من الغاز المحيطة بها، إلى الارتفاع الأصلي. [ 1] في المناطق مع انخفاض درجة الحرارة منخفضة معامل كافية تسمح الطاقة المنبعثة على النقل عبر الاشعاع الاشعاع الوضع السائد من نقل الطاقة "
الهيكل الداخلي من نجوم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم "
في المجموعة الشمسية النجوم الشامل (0.3-1.5 الجماهير الشمسية)، بما فيها الشمس الهيدروجين إلى الهليوم يحدث اندماج طريق بروتون بروتون - السلاسل التي لم تدرج درجة الحرارة المرتفعة. وهكذا فإن الإشعاع الداخلي يسيطر على جزء من المجموعة الشمسية النجوم الشامل.الجزء الخارجي من كتلة المجموعة الشمسية النجوم باردة بما يكفي أن الهيدروجين هو محايد غير مفهومة وبالتالي إلى الأشعة فوق البنفسجية الفوتونات حتى تسود ظاهرة الحمل الحراري. ولذلك، الشامل للطاقة الشمسية النجوم مع المراوح لتحسين المراكز الإشعاعية المظاريف في الجزء الخارجي من نجم "
في النجوم الضخمة (أكبر من الطاقة الشمسية نحو 1.5 الجماهير)، على أساس درجة الحرارة حوالي 1.8 طيلة 107 ك,حتى الهيدروجين إلى الهيليوم للإندماج يحدث أساسا عبر وصدرت دورة. وصدرت في دورة توليد الطاقة الموازين معدل درجة الحرارة إلى 17 دولة، في حين أن معدل درجة الحرارة الموازين على السلطة الرابعة في البروتون بروتون - السلاسل" [ 2] بسبب شدة الحرارة حساسية أجرته دائرة,إن التدرج في درجات الحرارة في الجزء الداخلي من نجم شديد الانحدار الى التكوينات الحملية الأساسية. في الجزء الخارجي من نجوم على التدرج في درجات الحرارة هي عمقا ولكن درجة الحرارة مرتفعة بما فيه الكفاية أن الهيدروجين المتأين هو بالكامل تقريبا، لا يزال نجوم شفافة على الأشعة فوق البنفسجية. وهكذا النجوم الهائلة على الإشعاعية الظرف "
أدنى التسلسل الرئيسي الشامل النجوم لا والمنطقة الاشعاعية; وآلية نقل الطاقة السائدة في ستار يعمل بنظام الحمل الحراري. عمالقة التكوينات الحملية تماما" [ 3]
معادلات من هيكل[تحرير المصدر | editbeta]
أبسط استخداما من نموذج الهيكل متماثل كرويا شبه ثابت، نموذجالتي يفترض أن يقع في حالة مستقرة وأن كرويا متماثلة. وهي تتضمن أربعة الاول في ترتيب المعادلات التفاضلية: تمثل مسألة الضغط كيف تختلف مع دائرة نصف قطرها اثنان يمثلان كيف تختلف درجة الحرارة والإضاءة مع RADIUS. [ 4]
في تشكيل الهيكل السماوي المعادلات المفترض )كروية التناسب(، تعتبر مسألة كثافة RHO (R),درجة الحرارة T(r)، (مسألة ضغط زائد) p (R)، والإضاءة L(r)، وتوليد الطاقة معدل كتلة وحدة إبسيلون(r) في الغلاف الكروي من سمك mbox {D}R على مسافة R من مركز نجمة. نجم يفترض أن تكون الشغلة التوازن المحلي (تحرير ايلام التاميل هى القاء حتى درجة حرارة مماثلة على الموضوع الفوتونات .ورغم أن تحرير ايلام التاميل هى القاء لا لأن درجة حرارة معينة "شل" أدناه ترى نفسها هي دائما أكثر حرارة من درجة الحرارة هذا التقريب هو عادة رائع لأن الفوتون يقصد طريق، lambda، أقل بكثير من طول التي تختلف درجة الحرارة بدرجة كبيرة, )ه( lambda LL T/ |
abla ت| .
أول بيان من التوازن الهيدروستاتيكي:إلى الخارج بسبب انحدار الضغط داخل نجمة متوازن تماما من الداخل بسبب قوة الجاذبية "
{ {D}mbox ف فوق {D}mbox R} = - { G M Rho على R
2 } "
حيث M (r) هي تراكمية داخل القذيفة على R G هو ثابت الجاذبية . الزيادات التراكمية مع دائرة نصف قطرها الشامل بحسب معادلة الاستمرارية :
{ mbox} {D M فوق mbox} {D R} PI = 4
2 Rho (
إدماج الشامل معادلة الاستمرارية من نجم وسط (R= 0) إلى نصف قطر نجم (R=R) ناتج مجموع كتلة النجم "
معتبرا الطاقة مغادرة الغلاف الكروي يلاقي معادلة الطاقة:
{ {D}mbox L فوق {D}mbox R} PI = 4
2 Rho ( إبسيلون - epsilon_نو )
حيث epsilon_نو هو والإضاءة في شكل من النيوترونات (عادة من نجوم عادية دون التفاعل مع الموضوع لكل وحدة. خارج جوهر نجوم حيث تحدث تفاعلات نووية، لم تتولد طاقة، والإضاءة مستمرة "
الطاقة المعادلة النقل تأخذ أشكا مختلفة حسب طريقة نقل الطاقة.الموصلة والإضاءة والنقل (مناسب قزم أبيض ، معادلة الطاقة الفائقة
{ {D}mbox T فوق {D}mbox R} = - { 1 على ك} { L 4 PI R
2 } "
حيث ك هي وناقليتها الحرارية "
في حالة النقل من الطاقة الإشعاعية المناسب الجزء الداخلي من الطاقة الشمسية الرئيسية الشامل تسلسل نجم الغلاف الخارجى على نطاق واسع من نجوم التسلسل الرئيسي "
{ mbox} {D T فوق mbox} {D R} = - { 3 Kappa Rho على 64 L
PI
2 "سيغما T
3 } "
حيث Kappa هو المنبعثة من هذه المسألة، سيغما هو stefan-boltzmann ثابت بولتزمان و مستمر على أحد "
حالة من المراوح لتحسين النقل والإضاءة المناسبة (غير الاشعاعية تسلسل الأجزاء الرئيسية من النجوم وكل من عمالقة النجوم منخفضة الكتلة ) لا يعرف صياغة رياضية صارمة، وتشمل الاضطرابات في الغاز. التكوينات الحملية هي عادة نقل الطاقة باستخدام نموذج نظرية الخلط بين الطول.يعالج هذا الغاز في نجوم يتضمن العناصر المنفصلة التي تحتفظ تقريبا درجة الحرارة والكثافة والضغط من حولها ولكن عبر نجم بقدر طول مميزة تسمى خلط طول" [ 5] monatomic الغاز المثالي عندما يعمل بنظام الحمل الحراري هو adiabatic بمعنى أن التكوينات الحملية فقاعات الغاز لا تبادل الحرارة المحيطة بها,وينتج خلط طول النظرية الفائقة
{ mbox} {D T فوق mbox} {D R} = اليسار (1 - { 1 فوق جاما} يمين) } بي } { {D}mbox ف فوق mbox} {D R} "
حيث جاما = c_p ( c_v هو adiabatic مؤشر نسبة محددة فى الغاز. (للاطلاع على كامل الغاز المتأين مثالية، جاما = 5/3.) عندما يعمل بنظام الحمل الحراري لا adiabatic الحقيقي هو عدم التدرج في درجات الحرارة من هذه المعادلة. على سبيل المثال،في الشمس في ظاهرة الحمل الحراري في قاعدة المؤتمرات من القلب هو adiabatic ولكن قرب السطح. نظرية الجمع بين طول الحرة يتضمن المعايير التي يجب أن تكون على تقديم نموذج صالح ملاحظات بل نظرية phenomelogical بدلا من صرامة صياغة رياضية. [ 6]
أيضا هو معادلات الدولة المتعلقة الضغطتوليد الطاقة المنبعثة معدل المتغيرات المحلية الاخرى المناسبة، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي المعادلات ذات الصلة، وما إلى ذلك من ضغط على الدولة قد تتضمن قانون الغاز المثالي، ضغط الاشعاع، ضغط تتحول الإلكترونات المنبعثة وما إلى ذلك، لا يمكن التعبير عنها بالضبط صيغة واحدة.من هو محسوب على مختلف تشكيلاتها محددة في كثافات ودرجات الحرارة في شكل جداول" [ 7] الباهرة رموز الهيكل (برامج الكمبيوتر حساب النموذج) إما تستقرئ في الكثافة الشبكة إلى الحصول على درجة الحرارة المنبعثة اللازمة، أو استخدام وظيفة مناسبة على أساس جداول القيم.حالة مماثلة تحدث حسابات دقيقة من الضغط معادلة الدولة. وأخيرا، وتوليد الطاقة النووية يتم حساب معدل من تجارب فيزياء الجسيمات، باستخدام شبكات رد فعل رد فعل على حساب معدلات الرد على كل خطوة غزارة التوازن لكل النظائر المشعة في الغاز. [ 6] [ 8]
مجتمعة مع مجموعة من شروط الحدود,حل هذه المعادلات تصف السلوك تماما من نجم . شروط الحدود التقليدية مجموعة القيم من المشاهد معايير ملائمة في سطح (R=R) (R= 0) النجم : p (r) = 0، مما يعني أن الضغط على سطح النجم هو الصفر; M (0) = 0, لا يوجد داخل مركز نجوم، كما يجب أن تظل محدودة الكثافة الجماهيرية; M (r) = Mمجموع كتلة النجم هو النجم الجماهيري; و(r) = t_{EFF}, على درجة الحرارة على السطح هو درجة حرارة نجم "
ورغم هذه الايام تطور نماذج ممتازة يصف ملامح لون حجم المخططات، تحقيق تحسينات هامة من أجل إزالة عدم اليقين التي ترتبط قلة معرفة ظواهر النقل.أصعب التحديات الرقمية لا يزال العلاج من الاضطرابات. بعض فرق البحث على وضع نماذج مبسطة من الاضطرابات في 3d حسابات "
التطور السريع[تحرير المصدر | editbeta ]
أعلاه نموذج مبسط غير كافية دون تعديل الأوضاع عند تكوين تغييرات سريعة بما فيه الكفاية.معادلة التوازن الهيدروستاتيكي قد تحتاج إلى تعديل إضافة الإطارات ذات الطيات القطرية التعجيل إذا كان نصف قطر نجم آخذ في التغير بسرعة كبيرة، على سبيل المثال، إذا كان النجم النابض هو بشكل شعاعي" [ 9] عند احتراق النووية غير مستقرة ، أو نجمة هي بسرعة انهيار الانتروبيا مصطلح يجب أن تضاف إلى هذه المعادلة الطاقة. [ 10]
انظر أيضا[تحرير المصدر | editbeta]
رمز بوابة الفولطية
بوابة النجوم
• polytrope
• حجم ارتفاع يمكنك الإشارة[تحرير المصدر
يظهر هذا المخطط عبر الباب الشمس
النجوم من مختلف الأعمار تختلف هياكلها الداخلية. الهيكل السماوي نماذج وصف الهيكل الداخلي من نجمة في مفصلة تفصيلا تكهنات عن سطوع لون ومستقبل تطور النجوم "
محتويات] [إخفاء
1 2 يمكنك نقل الطاقة من المعادلات هيكل
3 التطور السريع
4 انظر أيضا مراجع
5 5.1 يمكنك مراجع عامة
6 الروابط الخارجية يمكنك نقل الطاقة [تحرير المصدر | editbeta]
File estrellatipos
آليات النقل المختلفة منخفضة الكتلة المتوسطة ، و ارتفاع الكتلة النجوم
طبقات مختلفة من النجوم تسخن النقل إلى الخارج بطرق مختلفة,يعمل بنظام الحمل الحراري بالدرجة الاولى و الإشعاعية نقل حراري وده المهم في وايت والاقزام "
يعمل بنظام الحمل الحراري هو ا سلوب الغالب من نقل الطاقة عندما تدرج درجة الحرارة شديد الانحدار بما فيه الكفاية حتى أن لا يتجزأ من الغاز داخل النجم سوف يزداد إذا كان ارتفاع طفيف عبر adiabatic العملية. في هذه الحالة،ارتفاع القطعة وقوية لا تزال مرشحة للارتفاع إذا أكثر دفئا من الغاز المحيطة; إذا كان ارتفاع الحرف أشد برودة من الغاز المحيطة بها، إلى الارتفاع الأصلي. [ 1] في المناطق مع انخفاض درجة الحرارة منخفضة معامل كافية تسمح الطاقة المنبعثة على النقل عبر الاشعاع الاشعاع الوضع السائد من نقل الطاقة "
الهيكل الداخلي من نجوم التسلسل الرئيسي يعتمد على كتلة النجم "
في المجموعة الشمسية النجوم الشامل (0.3-1.5 الجماهير الشمسية)، بما فيها الشمس الهيدروجين إلى الهليوم يحدث اندماج طريق بروتون بروتون - السلاسل التي لم تدرج درجة الحرارة المرتفعة. وهكذا فإن الإشعاع الداخلي يسيطر على جزء من المجموعة الشمسية النجوم الشامل.الجزء الخارجي من كتلة المجموعة الشمسية النجوم باردة بما يكفي أن الهيدروجين هو محايد غير مفهومة وبالتالي إلى الأشعة فوق البنفسجية الفوتونات حتى تسود ظاهرة الحمل الحراري. ولذلك، الشامل للطاقة الشمسية النجوم مع المراوح لتحسين المراكز الإشعاعية المظاريف في الجزء الخارجي من نجم "
في النجوم الضخمة (أكبر من الطاقة الشمسية نحو 1.5 الجماهير)، على أساس درجة الحرارة حوالي 1.8 طيلة 107 ك,حتى الهيدروجين إلى الهيليوم للإندماج يحدث أساسا عبر وصدرت دورة. وصدرت في دورة توليد الطاقة الموازين معدل درجة الحرارة إلى 17 دولة، في حين أن معدل درجة الحرارة الموازين على السلطة الرابعة في البروتون بروتون - السلاسل" [ 2] بسبب شدة الحرارة حساسية أجرته دائرة,إن التدرج في درجات الحرارة في الجزء الداخلي من نجم شديد الانحدار الى التكوينات الحملية الأساسية. في الجزء الخارجي من نجوم على التدرج في درجات الحرارة هي عمقا ولكن درجة الحرارة مرتفعة بما فيه الكفاية أن الهيدروجين المتأين هو بالكامل تقريبا، لا يزال نجوم شفافة على الأشعة فوق البنفسجية. وهكذا النجوم الهائلة على الإشعاعية الظرف "
أدنى التسلسل الرئيسي الشامل النجوم لا والمنطقة الاشعاعية; وآلية نقل الطاقة السائدة في ستار يعمل بنظام الحمل الحراري. عمالقة التكوينات الحملية تماما" [ 3]
معادلات من هيكل[تحرير المصدر | editbeta]
أبسط استخداما من نموذج الهيكل متماثل كرويا شبه ثابت، نموذجالتي يفترض أن يقع في حالة مستقرة وأن كرويا متماثلة. وهي تتضمن أربعة الاول في ترتيب المعادلات التفاضلية: تمثل مسألة الضغط كيف تختلف مع دائرة نصف قطرها اثنان يمثلان كيف تختلف درجة الحرارة والإضاءة مع RADIUS. [ 4]
في تشكيل الهيكل السماوي المعادلات المفترض )كروية التناسب(، تعتبر مسألة كثافة RHO (R),درجة الحرارة T(r)، (مسألة ضغط زائد) p (R)، والإضاءة L(r)، وتوليد الطاقة معدل كتلة وحدة إبسيلون(r) في الغلاف الكروي من سمك mbox {D}R على مسافة R من مركز نجمة. نجم يفترض أن تكون الشغلة التوازن المحلي (تحرير ايلام التاميل هى القاء حتى درجة حرارة مماثلة على الموضوع الفوتونات .ورغم أن تحرير ايلام التاميل هى القاء لا لأن درجة حرارة معينة "شل" أدناه ترى نفسها هي دائما أكثر حرارة من درجة الحرارة هذا التقريب هو عادة رائع لأن الفوتون يقصد طريق، lambda، أقل بكثير من طول التي تختلف درجة الحرارة بدرجة كبيرة, )ه( lambda LL T/ |
abla ت| .
أول بيان من التوازن الهيدروستاتيكي:إلى الخارج بسبب انحدار الضغط داخل نجمة متوازن تماما من الداخل بسبب قوة الجاذبية "
{ {D}mbox ف فوق {D}mbox R} = - { G M Rho على R
2 } "
حيث M (r) هي تراكمية داخل القذيفة على R G هو ثابت الجاذبية . الزيادات التراكمية مع دائرة نصف قطرها الشامل بحسب معادلة الاستمرارية :
{ mbox} {D M فوق mbox} {D R} PI = 4
2 Rho (
إدماج الشامل معادلة الاستمرارية من نجم وسط (R= 0) إلى نصف قطر نجم (R=R) ناتج مجموع كتلة النجم "
معتبرا الطاقة مغادرة الغلاف الكروي يلاقي معادلة الطاقة:
{ {D}mbox L فوق {D}mbox R} PI = 4
2 Rho ( إبسيلون - epsilon_نو )
حيث epsilon_نو هو والإضاءة في شكل من النيوترونات (عادة من نجوم عادية دون التفاعل مع الموضوع لكل وحدة. خارج جوهر نجوم حيث تحدث تفاعلات نووية، لم تتولد طاقة، والإضاءة مستمرة "
الطاقة المعادلة النقل تأخذ أشكا مختلفة حسب طريقة نقل الطاقة.الموصلة والإضاءة والنقل (مناسب قزم أبيض ، معادلة الطاقة الفائقة
{ {D}mbox T فوق {D}mbox R} = - { 1 على ك} { L 4 PI R
2 } "
حيث ك هي وناقليتها الحرارية "
في حالة النقل من الطاقة الإشعاعية المناسب الجزء الداخلي من الطاقة الشمسية الرئيسية الشامل تسلسل نجم الغلاف الخارجى على نطاق واسع من نجوم التسلسل الرئيسي "
{ mbox} {D T فوق mbox} {D R} = - { 3 Kappa Rho على 64 L
PI
2 "سيغما T
3 } "
حيث Kappa هو المنبعثة من هذه المسألة، سيغما هو stefan-boltzmann ثابت بولتزمان و مستمر على أحد "
حالة من المراوح لتحسين النقل والإضاءة المناسبة (غير الاشعاعية تسلسل الأجزاء الرئيسية من النجوم وكل من عمالقة النجوم منخفضة الكتلة ) لا يعرف صياغة رياضية صارمة، وتشمل الاضطرابات في الغاز. التكوينات الحملية هي عادة نقل الطاقة باستخدام نموذج نظرية الخلط بين الطول.يعالج هذا الغاز في نجوم يتضمن العناصر المنفصلة التي تحتفظ تقريبا درجة الحرارة والكثافة والضغط من حولها ولكن عبر نجم بقدر طول مميزة تسمى خلط طول" [ 5] monatomic الغاز المثالي عندما يعمل بنظام الحمل الحراري هو adiabatic بمعنى أن التكوينات الحملية فقاعات الغاز لا تبادل الحرارة المحيطة بها,وينتج خلط طول النظرية الفائقة
{ mbox} {D T فوق mbox} {D R} = اليسار (1 - { 1 فوق جاما} يمين) } بي } { {D}mbox ف فوق mbox} {D R} "
حيث جاما = c_p ( c_v هو adiabatic مؤشر نسبة محددة فى الغاز. (للاطلاع على كامل الغاز المتأين مثالية، جاما = 5/3.) عندما يعمل بنظام الحمل الحراري لا adiabatic الحقيقي هو عدم التدرج في درجات الحرارة من هذه المعادلة. على سبيل المثال،في الشمس في ظاهرة الحمل الحراري في قاعدة المؤتمرات من القلب هو adiabatic ولكن قرب السطح. نظرية الجمع بين طول الحرة يتضمن المعايير التي يجب أن تكون على تقديم نموذج صالح ملاحظات بل نظرية phenomelogical بدلا من صرامة صياغة رياضية. [ 6]
أيضا هو معادلات الدولة المتعلقة الضغطتوليد الطاقة المنبعثة معدل المتغيرات المحلية الاخرى المناسبة، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي المعادلات ذات الصلة، وما إلى ذلك من ضغط على الدولة قد تتضمن قانون الغاز المثالي، ضغط الاشعاع، ضغط تتحول الإلكترونات المنبعثة وما إلى ذلك، لا يمكن التعبير عنها بالضبط صيغة واحدة.من هو محسوب على مختلف تشكيلاتها محددة في كثافات ودرجات الحرارة في شكل جداول" [ 7] الباهرة رموز الهيكل (برامج الكمبيوتر حساب النموذج) إما تستقرئ في الكثافة الشبكة إلى الحصول على درجة الحرارة المنبعثة اللازمة، أو استخدام وظيفة مناسبة على أساس جداول القيم.حالة مماثلة تحدث حسابات دقيقة من الضغط معادلة الدولة. وأخيرا، وتوليد الطاقة النووية يتم حساب معدل من تجارب فيزياء الجسيمات، باستخدام شبكات رد فعل رد فعل على حساب معدلات الرد على كل خطوة غزارة التوازن لكل النظائر المشعة في الغاز. [ 6] [ 8]
مجتمعة مع مجموعة من شروط الحدود,حل هذه المعادلات تصف السلوك تماما من نجم . شروط الحدود التقليدية مجموعة القيم من المشاهد معايير ملائمة في سطح (R=R) (R= 0) النجم : p (r) = 0، مما يعني أن الضغط على سطح النجم هو الصفر; M (0) = 0, لا يوجد داخل مركز نجوم، كما يجب أن تظل محدودة الكثافة الجماهيرية; M (r) = Mمجموع كتلة النجم هو النجم الجماهيري; و(r) = t_{EFF}, على درجة الحرارة على السطح هو درجة حرارة نجم "
ورغم هذه الايام تطور نماذج ممتازة يصف ملامح لون حجم المخططات، تحقيق تحسينات هامة من أجل إزالة عدم اليقين التي ترتبط قلة معرفة ظواهر النقل.أصعب التحديات الرقمية لا يزال العلاج من الاضطرابات. بعض فرق البحث على وضع نماذج مبسطة من الاضطرابات في 3d حسابات "
التطور السريع[تحرير المصدر | editbeta ]
أعلاه نموذج مبسط غير كافية دون تعديل الأوضاع عند تكوين تغييرات سريعة بما فيه الكفاية.معادلة التوازن الهيدروستاتيكي قد تحتاج إلى تعديل إضافة الإطارات ذات الطيات القطرية التعجيل إذا كان نصف قطر نجم آخذ في التغير بسرعة كبيرة، على سبيل المثال، إذا كان النجم النابض هو بشكل شعاعي" [ 9] عند احتراق النووية غير مستقرة ، أو نجمة هي بسرعة انهيار الانتروبيا مصطلح يجب أن تضاف إلى هذه المعادلة الطاقة. [ 10]
انظر أيضا[تحرير المصدر | editbeta]
رمز بوابة الفولطية
بوابة النجوم
• polytrope
• حجم ارتفاع يمكنك الإشارة[تحرير المصدر
يجري ترجمتها، يرجى الانتظار ..
لغات أخرى
دعم الترجمة أداة: الآيسلندية, الأذرية, الأردية, الأفريقانية, الألبانية, الألمانية, الأمهرية, الأوديا (الأوريا), الأوزبكية, الأوكرانية, الأويغورية, الأيرلندية, الإسبانية, الإستونية, الإنجليزية, الإندونيسية, الإيطالية, الإيغبو, الارمنية, الاسبرانتو, الاسكتلندية الغالية, الباسكية, الباشتوية, البرتغالية, البلغارية, البنجابية, البنغالية, البورمية, البوسنية, البولندية, البيلاروسية, التاميلية, التايلاندية, التتارية, التركمانية, التركية, التشيكية, التعرّف التلقائي على اللغة, التيلوجو, الجاليكية, الجاوية, الجورجية, الخؤوصا, الخميرية, الدانماركية, الروسية, الرومانية, الزولوية, الساموانية, الساندينيزية, السلوفاكية, السلوفينية, السندية, السنهالية, السواحيلية, السويدية, السيبيوانية, السيسوتو, الشونا, الصربية, الصومالية, الصينية, الطاجيكي, العبرية, العربية, الغوجراتية, الفارسية, الفرنسية, الفريزية, الفلبينية, الفنلندية, الفيتنامية, القطلونية, القيرغيزية, الكازاكي, الكانادا, الكردية, الكرواتية, الكشف التلقائي, الكورسيكي, الكورية, الكينيارواندية, اللاتفية, اللاتينية, اللاوو, اللغة الكريولية الهايتية, اللوكسمبورغية, الليتوانية, المالايالامية, المالطيّة, الماورية, المدغشقرية, المقدونية, الملايو, المنغولية, المهراتية, النرويجية, النيبالية, الهمونجية, الهندية, الهنغارية, الهوسا, الهولندية, الويلزية, اليورباية, اليونانية, الييدية, تشيتشوا, كلينجون, لغة هاواي, ياباني, لغة الترجمة.
- اية رايك فى اغانى مارتينا انا بكلمك اسبا
- صباح لخير عيدكم سعيد عليك وع حسين وكل عا
- اهلا بكى هناااا
- جميلة صورة
- بابا انت عامل اية
- اشتري لك جوال
- اهلا بكى هنا
- tes yeux magnifique
- انت حرة
- سمر
- بدون تعليق
- Give me ur phone num to speak together
- IF YOU CANT BE A HONEST MAN THEN LEAVE M
- ولا في حاجه عااااادي
- it is easy to find a guy, but it is not
- Can u tap the heart though?
- انتى عاملة اية
- ثقة بنفس
- me
- أحب أنام وياك
- Ok.. What is your nationality
- ياقمر انتى عسل
- عاملة اية
- I love to sleep and Yak
