Struktura zvezd

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Diagram, ki prikazuje strukturo sonca . Vložek prikazuje strukturo sončne pege ( eng. Sunspot); vidna na površini izboklina ( engl. prominence).

Zvezde različnih mas in starosti imajo različno notranjo strukturo . Modeli strukture zvezd podrobno opisujejo notranjo strukturo zvezde in zagotavljajo podrobne informacije o svetilnosti , barvi in prihodnjem razvoju zvezde .

Prenos energije

Različni mehanizmi prenosa energije v zvezdah. Če masa presega sončno maso za več kot 1,5-krat, osrednji del zvezde zaseda konvektivna cona, v zunanjem delu pa deluje prenos sevalne energije. Za zvezde vmesne mase deluje sevalni prenos v osrednjem delu, konvektivni pa v zunanjem delu. Pri zvezdah z majhno maso je večina volumna konvektivna cona.

Različne plasti znotraj zvezde prenašajo toplotno energijo na različne načine: glavna mehanizma sta konvekcija in prenos sevanja , vendar je toplotna prevodnost bistvena tudi za bele pritlikavke .

Konvekcija je glavni mehanizem prenosa energije v primeru, ko je temperaturni gradient dovolj velik, da se izbrano območje plina v zvezdi še naprej dviga na površje, če se dvig med adiabatnim procesom odvija počasi. V tem primeru je dvigajoči se del plina vzgon in se še naprej dviguje, če se izkaže, da je toplejši od okoliškega plina. Če se dvigajoči plin izkaže za hladnejši od okoliške snovi, se bo nato potopil nazaj na prvotno višino glede na središče zvezde. [1] Na območjih z majhnim temperaturnim gradientom in dovolj nizko motnostjo je glavni mehanizem prenosa energije sevalni prenos.

Notranja struktura zvezde na glavnem zaporedju je v veliki meri odvisna od mase zvezde.

Pri zvezdah z maso od 0,3 do 1,5 sončne mase , vključno s samim Soncem, nastajanje helija poteka predvsem v protonsko-protonskih reakcijah , pri katerih ni ostrega temperaturnega gradienta. Posledično se v osrednjem območju zvezd takšnih množic prenaša energija s sevanjem. Zunanje plasti zvezd s sončno maso so dovolj hladne, da je vodik v nevtralnem stanju in zato neprozorne za ultravijolično sevanje, pri čemer je konvekcija mehanizem prenosa energije. Tako imajo zvezde sončne mase območje prenosa sevanja v bližini jedra in konvektivno ovojnico v zunanjem delu.

Pri masivnih zvezdah (mase več kot 1,5 sončne mase) temperatura jedra presega 1,8 × 10 7 K , zato se reakcije pretvorbe vodika v helij odvijajo v ciklu CNO . V ciklu CNO je hitrost sproščanja energije sorazmerna s 15. potenco temperature, v protonsko-protonskem ciklu pa s 4. [2] Zaradi visoke občutljivosti reakcij cikla CNO na temperaturo je temperaturni gradient v notranjem delu zvezde dovolj velik, da jedro postane konvektivno. V zunanjem delu zvezde je temperaturni gradient manjši, vendar je temperatura dovolj visoka, da se vodik skoraj popolnoma ionizira in ostane prozoren za ultravijolično sevanje. Posledično so zunanja področja masivnih zvezd območja prenosa sevalne energije.

Zvezde glavnega zaporedja najnižjih mas nimajo območja prenosa sevanja; energija se na zunanje predele zvezde prenaša s konvekcijo. [3]

Enačbe o zgradbi zvezde

Najpreprostejši pogosto uporabljen model zvezdne strukture je sferično simetrični kvazistatični model, v katerem je zvezda v ravnotežju. Model vključuje 4 osnovne diferencialne enačbe prvega reda: dve enačbi prikazujeta, kako se stanje snovi in ​​tlak spreminjata glede na polmer, drugi dve enačbi prikazujeta, kako sta temperatura in svetilnost odvisni od polmera. [4]

Pri sestavljanju enačb strukture zvezde se ob predpostavki sferične simetrije upošteva gostota snovi , temperatura , skupni tlak (snov in sevanje) , svetilnost in hitrost sproščanja energije na enoto mase v sferični lupini z debelino na daljavo iz središča zvezde. Predpostavlja se, da je zvezda v lokalnem termodinamičnem ravnotežju (LTE), zato je temperatura za snov in fotone enaka. Čeprav LTE ni vedno strogo izpolnjen, saj je temperatura v območju pod obravnavano lupino višja in nad njo - nižja, je ta približek uporaben, saj je povprečna prosta pot veliko manjše od značilne lestvice temperaturnih sprememb (npr. ).

Prva enačba je pogoj hidrostatičnega ravnotežja : sila, usmerjena iz središča zvezde, ki jo povzroča gradient tlaka, je uravnotežena s silo gravitacije.

,

kje - skupna masa znotraj lupine s polmerom , G - gravitacijska konstanta. V skladu z enačbo kontinuitete se skupna masa povečuje z naraščajočim polmerom:

Pri integraciji enačbe kontinuitete mase iz središča zvezde ( ) na polmer zvezde ( ) dobimo skupno maso zvezde.

Upoštevanje prehoda energije skozi sferično lupino vodi do enačbe za energijo:

,

kje - svetilnost, ustvarjena v obliki nevtrinov (običajno zapustijo zvezdo brez interakcije z običajno snovjo), na enoto mase. Zunaj zvezdnega jedra, v katerem potekajo jedrske reakcije, ne nastaja energija, zato svetilnost ostane konstantna.

Enačbo prenosa energije lahko predstavimo v različnih oblikah, odvisno od mehanizma prenosa energije. Za prenos energije s toplotno prevodnostjo (kot na primer v belem palčku ) ima enačba za energijo obliko

kjer je k toplotna prevodnost.

V primeru prenosa sevalne energije, ki poteka v notranjih predelih zvezd glavnega zaporedja sončne mase in v zunanjih predelih masivnejših zvezd, ima enačba obliko

kje - motnost snovi, - Stefan - Boltzmannova konstanta , Boltzmannova konstanta je enaka 1.

Za konvektivni mehanizem prenosa energije ni stroge matematične formulacije, zato je treba upoštevati turbulenco plina. Konvekcija se običajno obravnava v okviru Prandtlove teorije poti mešanja . Zdi se, da plin vsebuje diskretne elemente, ki imajo temperaturo, gostoto in tlak okoliškega materiala, vendar se premikajo v zvezdi na značilnih razdaljah, imenovanih mešalne dolžine. [5] Za enoatomski idealni plin v primeru adiabatne konvekcije, ki pomeni odsotnost izmenjave toplote med plinskimi mehurčki in okoljem, teorija mešanja daje razmerje

kje Je adiabatni eksponent (za popolnoma ioniziran idealni plin ). Če konvekcija ni adiabatska, v resnici s takšno enačbo ni temperaturnega gradienta. Na primer, na Soncu je konvekcija v bližini jedra adiabatska, ne pa blizu površine. Teorija poti mešanja vsebuje dva prosta parametra, ki ju je treba nastaviti glede na najboljše ujemanje z opazovanji. [6]

Zahtevana je tudi enačba stanja, ki povezuje tlak, motnost snovi in ​​hitrost sproščanja energije z gostoto, temperaturo, kemično sestavo itd. Enačbe stanja za tlak lahko vključujejo razmerje idealnega plina, sevalnega tlaka, in pritisk degeneriranih elektronov. Parametra motnosti plina ni mogoče izraziti z eno samo formulo. Obstajajo tabele vrednosti motnosti za različno kemično sestavo, temperaturo in gostoto. [7] Računalniški modeli strukture zvezd izvajajo interpolacijo na mreži gostota-temperatura za izračun parametrov motnosti ali uporabijo aproksimacijo z določeno funkcijo iz vrednosti iz tabel. Podobna situacija se pojavi pri zelo natančnih izračunih enačbe stanja za tlak. Hitrost sproščanja energije pri jedrskih reakcijah se izračuna na podlagi podatkov, pridobljenih med poskusi jedrske fizike. Izračun parametrov se izvede za vsako stopnjo reakcije. [6] [8]

Rešitev teh enačb skupaj z mejnimi pogoji v celoti opisuje obnašanje zvezde. Običajno mejni pogoji določajo vrednosti opazovanih parametrov na površini ( ) in v središču ( ) zvezdice: pomeni ničelni tlak na površini zvezde; pomeni odsotnost mase v samem središču zvezde, kar pomeni končnost gostote; - skupna masa zvezde; - površinska temperatura je efektivna temperatura zvezde.

Čeprav trenutni modeli evolucije zvezd opisujejo glavne značilnosti diagrama barvne velikosti , so potrebne znatne izboljšave, da se odpravijo negotovosti, povezane s nepopolnim poznavanjem prenosa energije. Obračunavanje turbulenc ostaja ena najtežjih nalog. Več raziskovalnih skupin razvija poenostavljene modele turbulence znotraj 3D izračunov.

Hiter razvoj

Zgornji poenostavljeni model potrebuje spremembe za situacije, ko se kemična sestava spreminja dovolj hitro. V enačbo hidrostatičnega ravnotežja je treba uvesti izraz z radialnim pospeškom, če se polmer zvezde hitro spreminja, na primer v primeru radialnih pulzacij zvezde. [9] Tudi, če so jedrske reakcije nestabilne ali se jedro zvezde hitro zruši, je treba energijski enačbi dodati člen z entropijo. [10]

Opombe (uredi)

  1. Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , §5.1.1)
  2. Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , Tbl. 1.1)
  3. Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , §2.2.1)
  4. Nadaljnja razprava, podobna Zeilik & Gregory (1998 , §16-1-16-2) in Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , §7.1)
  5. Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , §5.1)
  6. 1 2 Ostlie, Dale A. in Carrol, Bradley W., Uvod v sodobno zvezdno astrofiziko , Addison-Wesley (2007)
  7. Iglesias, CA & Rogers, FJ (junij 1996), Posodobljeni Opacities Opal , Astrophysical Journal T. 464: 943- +, DOI 10.1086 / 177.381  
  8. Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, RD & Woosley, SE (september 2002), Nukleosinteza v masivnih zvezdah z izboljšano jedrsko in zvezdno fiziko , The Astrophysical Journal T. 576 (1): 323–348 , DOI 10.1086 / 341728  
  9. Moya, A. & Garrido, R. (avgust 2008), koda nihanja Granade (GraCo) , Astrofizika in vesoljska znanost T. 316 (1-4): 129-133, DOI 10.1007 / s10509-007-9694-2  
  10. ^ Mueller, E. (julij 1986), Mreže z jedrsko reakcijo in kode za evolucijo zvezd - Povezava sprememb sestave in sproščanja energije pri eksplozivnem jedrskem gorenju, Astronomija in astrofizika, letnik 162: 103–108  

Povezave

  • Kippenhahn, R. & Weigert, A. (1990), Zvezdna struktura in evolucija , Springer-Verlag  
  • Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. & Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors (2. izd.), Springer, ISBN 0-387-20089-4  
  • Kennedy, Dallas C. & Bludman, Sidney A. (1997), Variacijski principi za zvezdno strukturo , Astrophysical Journal T. 484 (1): 329 , DOI 10.1086 / 304333  
  • Weiss, Achim; Hillebrandt, Wolfgang; Thomas, Hans-Christoph & Ritter, H. (2004), Cox in Giuli's Principles of Stellar Structure , Cambridge Scientific Publishers  
  • Zeilik, Michael A. & Gregory, Stephan A. (1998), Introductory Astronomy & Astrophysics (4. izd.), Saunders College Publishing, ISBN 0-03-006228-4