Astronomi

Fotosfæriets tykkelse og tryk vs stjernetype

Fotosfæriets tykkelse og tryk vs stjernetype


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Hvor kan jeg finde oplysninger om, hvordan tykkelsen og trykket på en stjernefotosfære forventes at variere med stjernetype (temperatur). Som amatør har jeg forsøgt en "enkel" analyse af spektrallinjeprofiler for at estimere disse egenskaber, og mens det giver gode resultater for solen, kan jeg ikke finde data om andre stjerner, som jeg kan teste min analyse med. Mit arbejde kan findes på min hjemmeside, og jeg er især interesseret i værdier for den blå komponent i Albireo og for Altair.


Fotosfæren

V. Martínez Pillet, i COSPAR Colloquia Series, 2002

INTRODUKTION

Fotosfæren er den del af atmosfæren, hvor vi med sikkerhed kan måle det magnetfelt, der gennemsyrer solens ydre lag. Vores forståelse af strukturen af ​​magnetfeltet i fotosfæren (Solanki, 1999) har givet baggrunden til at forklare nogle af de energiske processer, der finder sted i højere lag. Det er interessant at se det store antal værker, der er dukket op i de seneste år, hvor der præsenteres en sammenhæng mellem interagerende bipoler og energiudgivelsesbegivenheder. De er beskrevet i nogen grad i dette arbejde. Fluxtabene (annullering) forbundet med disse interagerende bipoler antages at spille en vigtig rolle i filamentdannelse, udbrud og generelt CME-initiering. Vi studerer flere eksempler, hvor denne mekanisme ses at fungere, og diskuterer alternativerne til at forklare den.


Sol- og stjernevariabilitet

2.2.1.3 Zeeman Doppler Imaging

Ud over disse globale observationer af integrerede stjernesignaler er der foretaget nye undersøgelser, der sigter mod at få information om magnetfeltets geometri. De er afhængige af Zeeman-effekten i spektrale linjer, som er den eneste direkte kilde til information om styrkerne og topologierne ved stjernemagnetiske felter. ZDI, først introduceret af Semel (1989) og Donati et al. (1989), er en kraftig tomografisk teknik til kortlægning af den store skala fordeling af stjernemagnetiske felter. Det bruger ofte et sæt cirkulære polarisationsprofiler samlet over en eller flere rotationer og konverterer disse profiler til et magnetisk kort over stjernefotosfæren. BCool Collaboration 4 har foretaget en ZDI-undersøgelse af 170 kølige stjerner for at bestemme, hvordan feltgeometrien og egenskaberne afhænger af grundlæggende stjerneparametre, magnetiske felter blev detekteret på 67 af dem (Marsden et al., 2014).

Selvom det cirkulære polarisationssignal i individuelle linier ligger inden for observationsstøj multiline teknikker (mindst kvadratisk deconvolution) Donati et al. (1997), eller nedbrydning af ental med flere linier, Carroll et al. (2012) tillader detektering af en polarisationssignatur. Imidlertid forbliver det lineære polarisationssignal for det meste lille og næppe detekterbart.

Tomografisk inversion af signalet bruger nedbrydning af magnetiske strukturer på sfæriske harmoniske. Kun de store, dvs. lave ordrer med l & lt 6 kan gendannes. En test af metoden er præsenteret i Kochukhov et al. (2017), hvor simulerede Sol-som-stjerne-spektropolymetriske observationer rekonstrueres fra SDO / HMI-solarmagnetogrammer og fotosfæriske billeder til en sol-Carrington-rotation. Derefter analyseres de med ZDI-teknikkerne for at gendanne det store magnetiske kort. Sammenligning af kortene over radialt magnetfelt, der er givet ved ZDI-teknikkerne og de originale HMI-data efter filtrering af dets højordens-harmoniske komponenter, viser kvalitativt lignende konfigurationer. En kvantitativ analyse af den langsgående magnetiske flux i de detaljerede solmagnetogrammer viser, at 95% af fluxen allerede er indeholdt i lavharmoniske tilstande med l & lt 6. Imidlertid er mindre end 1% af den totale magnetiske energi til stede i den store rekonstruktion. Det magnetiske energiindhold i lille skala har en vigtig rolle, der ikke gendannes af ZDI baseret på cirkulære polarisationsprofiler, og den gennemsnitlige magnetiske styrke er undervurderet.

En anden vanskelighed ved ZDI-inversioner er, at temperaturfordelingen forårsaget af pletter på stjernefladen skal skilles fra magnetfeltfordelingen, så den magnetiske rekonstruktion forbedres, hvis både I- og V-profiler anvendes i inversionsproceduren. Den gennemsnitlige magnetiske styrke gendannes også bedre, når informationen om den tværgående komponent indeholdt i den lineære polarisering er tilgængelig.


Lysstyrke klassificering er baseret på bredder af absorptionslinierne i stjernens spektrum.

  • Linjer får bredere som trykket øges.
  • Store stjerner er puffere, hvilket betyder, at trykket i deres atmosfære er lavere.
  • Større stjerner har smallere absorptionslinjer (lavere tyngdekraft, lavere tryk).
  • Større stjerner er lysere ved samme temperatur (større R, større L).

Dette giver os en måde at tildele en slægtning på Lysstyrke til stjerner baseret på deres spektrale linieegenskaber!


II. Sammenligning af to kanoniske kildetyper

    • Strukturer
    • Spectra: Continua
    • Spectra: "Linjer" (fin struktur)
    • Information båret af deres spektre

      NB: fotosfærer (10 17 partikler / cm3 i solen) er DENSE efter standarderne i AGN-udsendende regioner

      Supermassivt sort hul (M

    3 x 10 13 M8 cm) i midten af ​​en tilvænningsdisk med r 10 16 cm.

      Primær komponent er UVOIR-stråling fra fotosfæren.

      Termisk kilde fremvoksende spektrum Planck-funktion

      Primær komponent er meget bredbånds, ikke-termisk stråling, der strækker sig fra radio til XR.

      Kompleks, smal, absorption linjer

      Produceret ved overgange i de atomer, ioner og molekyler, der er fremherskende ved karakteristisk Te og pres.

      Kontinuerlig hældning og struktur: Temperatur

      Tilpas fuld energifordeling med kombinationer af enkeltgenerationsmodeller for at bestemme stjernedannelseshistorie og overflod

      Hældning og struktur af kontinuum relateret til energidistribution af elektroner, vigtigheden af ​​Compton-spredning, tiltrædelsesdiskstruktur, støvemission / absorption osv.

      Mindre endelig fortolkning end stjernekontinu på grund af flere komponenter, komplekse genereringsmekanismer, fravær af næsten TEQ.

    hvor f er strømmen, B er Planck-funktion og er kildens vinkelområde (eller øvre grænse). Er T "ufysisk" høj?

      . skønt af forskellige arter end i stjerner: f.eks. O, N, He, S, Fe (usædvanlig). men ikke Ca, Mg (medmindre UV-adgang) osv.

      Stjerners egenskaber: D. F. Gray (1992) "Observation & Analysis of Stellar Photospheres"

    Sidst ændret December 2020 af rwo

    Tekst copyright & kopi 2000-2020 Robert W. O'Connell. Alle rettigheder forbeholdes. Disse noter er beregnet til privat, ikke-kommerciel brug af studerende, der er indskrevet i Astronomy 511 ved University of Virginia.


    KINETISK TEORI

    George B. Arfken,. Joseph Priest, i universitetsfysik, 1984

    25.1 Atomic Model of Matter

    Beregn massen i kg af (a) et atom på 12 C (b) et atom med hydrogen.

    Størrelsen karakteristisk for neutronen er 10 −15 m. Neutronens masse er 1,67 × 10 −27 kg. En stjerne, der udelukkende består af tæt pakket neutroner, har en masse på 2 × 10 30 kg (massen af ​​vores sol). Anslå radius af en sådan neutronstjerne.

    (a) Anslå din masse og massefylde, og brug derefter værdierne til at beregne din lydstyrke. (b) Brug dit beregnede volumen og din viden om den karakteristiske atomstørrelse til at estimere antallet af atomer i din krop. (c) Udtænk en metode til at estimere antallet af atomer i din krop, der ikke kræver viden om den karakteristiske atomstørrelse. Sammenlign resultatet med del (b).

    En laboratoriemålerstang har en bredde på 2,5 cm og en tykkelse på 0,70 cm. Antages det, at den karakteristiske dimension af et molekyle er 3 Å, estimeres antallet af molekyler i stangen.


    S type stjerner: hvordan kan de være gasformige?

    Stjerner som S Cas, som er S-klassestjerner (ja, online astronomi-lærebog er meget nyttigt!) Har en overfladetemperatur på 'kun' 1800 K, som handler om stålets smeltepunkt under smeltepunktet for mange stenmineraler, og disse forekommer på disse stjerner. S-stjerner har TiO-spektralbånd og ZrO også.

    Disse forbindelser har smeltepunkter selv over 1800 K, så forekommer det som støv i stjernernes atmosfære? Eller er overfladen (delvist) flydende eller endda fast? Fast stof synes at være mere realistisk, da lavt tryk ikke tillader flydende tilstand af disse forbindelser.

    # 2 spereira

    # 3 jrschmidt2

    Jeg er ikke astronom, men når jeg kommer som en fysisk kemiker (mit område), vil jeg gætte på, at temperaturerne er høje nok, og koncentrationerne af disse mineraler er lave nok til, at de sandsynligvis primært er i dampen som små klynger / ion par. Ved disse temperaturer ville mineralernes damptryk være meget højt (øges med temperaturen - ligesom at opvarme et glas vand). I betragtning af at de (sandsynligvis?) Er ganske fortyndede i atmosfæren, ville det gøre damp vs. faststof til den mest termodynamisk foretrukne fase.

    # 4 KBHornblower

    Hvis jeg ikke tager fejl, kan disse stoffer og udfældes som fint støv i de sjældne ydre dele af disse stjerner, ligesom vanddamp i stratosfæren kan udfældes i iskrystaller, der forbliver ophængt som cirrusskyer.

    # 5 ZetaOrionis

    Stjerner som S Cas, som er S-klassestjerner (ja, online astronomi-lærebog er meget nyttigt!) Har en overfladetemperatur på 'kun' 1800 K, som handler om stålets smeltepunkt under smeltepunktet for mange stenmineraler, og disse forekommer på disse stjerner. S-stjerner har TiO-spektralbånd og ZrO også.

    Disse forbindelser har smeltepunkter selv over 1800 K, så forekommer det som støv i stjernernes atmosfære? Eller er overfladen (delvist) flydende eller endda fast? Fast stof ser ud til at være mere realistisk, da lavt tryk ikke tillader flydende tilstand af disse forbindelser.

    Husk, at en stjernes anførte temperatur normalt refererer til temperaturen på dens "overflade" (fotosfæren): dybere inde i stjernen er den meget varmere. Mange af de grundstoffer, der udgør de fleste klipper og mineraler såsom jern, calcium osv., Er smeltet sammen i kernerne af kun mere massive stjerner end røde giganter. S-type stjerner kan imidlertid smelte kulstof i deres kerne, og mens dette kulstof kan være i plasmaform dybt inde i stjernen, kan noget af det kulstof faktisk gøre det til overfladen og kan blive køligt nok til at kondensere til faste støvkorn, som saml i atmosfæren, hvilket giver stjernen en dyb, rød farve, deraf navnet "kulstofstjerner". Selv om det i sig selv er meget mere massivt end de fleste kulstofstjerner, antages det, at dæmpningen af ​​Betelgeuse i 2019-2020: en rød superkæmpestjerne i Orion-konstellationen kan have været på grund af f.eks. Støvsky af elementer, der udvises fra stjernen


    & # 39Shell Stars & # 39, Beta Mon A & # 38 28 Tau

    Her er en anden interessant spektral sammenligning af to stjerner af typen Be. Beta Monocerotis A og 28 Taurus (Pleione) er hurtigt roterende B-stjerner, begge med cirkelformede diskretionsskiver. På grund af hældningsvinklen på udskillelsesdisken til vores synslinje blokerer diskmateriale i det væsentlige vores syn på en af ​​stjernens fotosfærer. Af denne grund betegnes begge stjerner 'Vær skalstjerner'. Typisk for skalstjernefasen er tilstedeværelsen af ​​metalledninger såsom jern (Fe) og magnesium (Mg) i spektret, og radiometriske kontinuumprofiler analoge med atmosfærerne af køligere superkæmpestjerner. I mine to rektificerede spektre nedenfor er de radiometriske forskelle ikke synlige, men linjerne for Fe og Mg er ret fremtrædende. Heliumabsorptionslinjer (He I) er også til stede i begge spektre, hvilket tyder på, at fotosfærerne ikke er helt maskerede af udskillelsesdisken. Særligt interessant er kontrasten mellem metallinjer i hvert spektrum. I 28 Taus spektrum er Fe- og Mg-linjer absorptionsgange, ligesom man ville forvente at finde i spektre af en stjernefotosfære, mens de samme linjer i Beta Mon A er emissionstoppe. Fra min læsning antyder dette, at mere af den indvendige diameter på udskillelsesdisken er synlig, hvor fotosfærisk stråling er tilstrækkelig til at excitere metalatomer, hvilket resulterer i emissionstoppe i spektret.

    Mere end en forfatter af papirer, jeg har læst, antyder, at der ikke er to 'shell-stjerner' ens …… kan ikke argumentere med det. Spektroskopi klipper!

    Her er de fulde spektre for begge stjerner:

    Redigeret af old_frankland, 3. marts 2017 - 12:27.

    # 2 Organisk astrokemiker

    Jeg hader navnet "shellstjerner", fordi det tilslører meget mere, end det belyses. De fleste af os har et billede af en skal som en groft radialt symmetrisk dækning, men det er oftere den radialt asymmetriske, skivelignende karakter af skalstjerner, set i lave hældningsvinkler, der forklarer deres spektre.

    Dette er en glimrende oversigt over Be og shell-stjerner, der viser virkningen af ​​betragtningsvinklen i forhold til diskretionsskiven: Shelyak

    Se illustrationen af ​​Slettebak, 1988. De siger det ikke, men jeg vedder på, at den viste emission er H-beta. Læg mærke til, hvordan den høje hældningsvisning A ligner meget mere dit spektrum af Beta Mon, og kant-på-visning C ligner mere dit spektrum af Pleione.

    En kendsgerning, der komplicerer spektral fortolkning, er, at spektrene ikke er rumligt opløst, så elementer fra forskellige fysiske placeringer i et system er alle lagt oven på hinanden. For at forstå spektret er vi nødt til at forsøge at adskille komponenterne i et spektrum efter deres fysiske placering såvel som deres kemiske oprindelse.

    Jeg kunne virkelig godt lide dit tidligere indlæg af zeta Tau, fordi du kunne se den brede emission af He I ved 5048 fra fotosfæren (på grund af hurtig rotation). Du kunne også se, at absorptionen af ​​He I ved 5016 havde både en bred komponent fra fotosfæren og også en smal komponent på grund af absorption nær disken langs synslinjen. I modsætning hertil er den fotosfæriske absorption af He I ved 5048 ikke synlig for Pleione, som skal være næsten kantet, og den meget skarpe absorption af He I ved 5016 skyldes sandsynligvis kun absorption nær disken langs synslinjen.

    I dette tilfælde tror jeg, at Beta Mon har den højere hældningsvinkel, som gør det muligt at se både de brede fotosfæriske absorptioner og også emissionstoppene. Lad os antage, at den kemiske sammensætning af udskillelsesskiven er omtrent den samme i alle afstande fra stjernen. I tilfælde af Beta Mon kan fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og endda kontinuum), der produceres et sted nær stjernen, rejse mere direkte mod os uden at blive absorberet (høj hældningsvinkel væk fra disk). Imidlertid er fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og kontinuum) i Pleione, der produceres nær stjernen, nødt til at bevæge sig ned ad skivens længde nær skiven (lav hældningsvinkel), der indeholder de metaller og brint som derefter kan absorbere fotoner ved nøjagtigt de bølgelængder, hvor vi ser emission i Beta Mon, deraf absorptionerne observeret i Pleione.

    Emissionen sker i disken nær UV-stråling fra stjernen, og den skarpe absorption forekommer i disken længere væk fra stjernen. Absorptionen i fotosfæren er bred på grund af hurtig rotation af stjernen, mens absorption i disken er skarp på grund af langsommere rotation.

    Tak for spektrene og muligheden for at tænke og tale om spektroskopi.

    Redigeret af Organic Astrochemist, 3. marts 2017 - 20:52.

    # 3 old_frankland

    Fantastiske spektre.

    Jeg hader navnet "shellstjerner", fordi det tilslører meget mere, end det belyses. De fleste af os har et billede af en skal som en groft radialt symmetrisk dækning, men det er oftere den radialt asymmetriske, skivelignende karakter af skalstjerner, set i lave hældningsvinkler, der forklarer deres spektre.

    Dette er en glimrende oversigt over Be og shell-stjerner, der viser virkningen af ​​betragtningsvinklen i forhold til diskretionsskiven: Shelyak

    Se illustrationen af ​​Slettebak, 1988. De siger det ikke, men jeg vedder på, at den viste emission er H-beta. Læg mærke til, hvordan den høje hældningsvisning A ligner meget mere dit spektrum af Beta Mon, og kant-på-visning C ligner mere dit spektrum af Pleione.

    En kendsgerning, der komplicerer spektral fortolkning, er, at spektrene ikke er rumligt løst, så elementer fra forskellige fysiske placeringer i et system er alle lagt oven på hinanden. For at forstå spektret er vi nødt til at forsøge at adskille komponenterne i et spektrum efter deres fysiske placering såvel som deres kemiske oprindelse.

    Jeg kunne virkelig godt lide dit tidligere indlæg af zeta Tau, fordi du kunne se den brede emission af He I ved 5048 fra fotosfæren (på grund af hurtig rotation). Du kunne også se, at absorptionen af ​​He I ved 5016 havde både en bred komponent fra fotosfæren og også en smal komponent på grund af absorption nær disken langs synslinjen. I modsætning hertil er den fotosfæriske absorption af He I ved 5048 ikke synlig for Pleione, som skal være næsten kantet, og den meget skarpe absorption af He I ved 5016 skyldes sandsynligvis kun absorption nær disken langs synslinjen.

    I det foreliggende tilfælde tror jeg, at Beta Mon har den højere hældningsvinkel, som gør det muligt at se både de brede fotosfæriske absorptioner og også emissionstoppene. Lad os antage, at den kemiske sammensætning af udskillelsesskiven er omtrent den samme i alle afstande fra stjernen. I tilfælde af Beta Mon kan fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og endda kontinuum), der produceres et sted nær stjernen, rejse mere direkte mod os uden at blive absorberet (høj hældningsvinkel væk fra disk). Imidlertid er fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og kontinuum) i Pleione, der produceres nær stjernen, nødt til at bevæge sig ned ad skivens længde nær skiven (lav hældningsvinkel), som indeholder de metaller og brint som derefter kan absorbere fotoner ved nøjagtigt de bølgelængder, hvor vi ser emission i Beta Mon, deraf absorptionerne observeret i Pleione.

    Emissionen sker i disken nær UV-strålingen fra stjernen, og den skarpe absorption forekommer i disken længere væk fra stjernen. Absorptionen i fotosfæren er bred på grund af hurtig rotation af stjernen, mens absorption i disken er skarp på grund af langsommere rotation.

    Giver det mening?

    Tak for spektrene og muligheden for at tænke og tale om spektroskopi.

    Tak for input. Masser af gode pointer fremført. og, ja, udtrykket 'shell-stjerne' har længe levet sin anvendelighed. Jo flere papirer jeg kigger igennem, jo ​​mere indlysende bliver det, at diskretionsdiske er betydeligt komplekse, ikke den enkle 'Saturn'-type disk, der er illustreret på Shelyak-webstedet (som som du påpeger stadig er meget lærerigt). Et par interessante variabler, som mere end en forfatter har brugt i deres modellering, er forskellen mellem disktykkelse og forstyrrelsesmønstre på disken. Selv forslaget om asymmetriske og symmetriske disklober. Som du siger, er udfordringen at sortere de fysiske placeringer af de elementære komponenter.

    En interessant variation er et papir af Anne Cowley og Elain Gugula, University of Michigan, hvor de foreslår tilstedeværelsen af ​​en tæt binær ledsager til Beta Mon A (ikke forbundet med Beta Mon B eller C). En mere massiv, tæt kredsende B-type stjerne, der fordrejer udskillelsesdisken til Beta Mon A. Det ser bestemt ud til at adressere nogle af emissionsvariationerne i løbet af Beta Mon As 12,5-årige cyklus.

    Cykliske variationer af Be Star Beta1 Monocerotis

    & lt & ltsnip & gt & gt I dette tilfælde tror jeg, at Beta Mon har den højere hældningsvinkel, som gør det muligt at se både de brede fotosfæriske absorptioner og også emissionstoppene. Lad os antage, at den kemiske sammensætning af udskillelsesskiven er omtrent den samme i alle afstande fra stjernen. I tilfælde af Beta Mon kan fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og endda kontinuum), der produceres et sted nær stjernen, rejse mere direkte mod os uden at blive absorberet (høj hældningsvinkel væk fra disk). Imidlertid er fotoner fra de ophidsede metaller (og H-beta og kontinuum) i Pleione, der produceres nær stjernen, nødt til at bevæge sig ned ad skivens længde nær skiven (lav hældningsvinkel), der indeholder de metaller og brint som derefter kan absorbere fotoner ved nøjagtigt de bølgelængder, hvor vi ser emission i Beta Mon, deraf absorptionerne observeret i Pleione. & lt & ltsnip & gt & gt

    Meget tydeligt forklaret! Tak skal du have.

    & lt & ltsnip & gt & gt Jeg kunne virkelig godt lide dit tidligere indlæg af zeta Tau, fordi du kunne se den brede emission af He I ved 5048 fra fotosfæren (på grund af hurtig rotation). Du kunne også se, at absorptionen af ​​He I ved 5016 havde både en bred komponent fra fotosfæren og også en smal komponent på grund af absorption nær disken langs synslinjen. I modsætning hertil er Pleione, som skal være næsten kantet, den fotosfæriske absorption af He I ved 5048 ikke synlig, og den meget skarpe absorption af He I ved 5016 skyldes sandsynligvis kun absorption nær disken langs synslinjen. & lt & ltsnip & gt & gt

    Dette er fremragende. Jeg er nødt til at se nærmere på disse spektre for bedre at finde ud af dine point.

    Tak for den meget lærerige kommentar. . så meget at lære, men helt cool, at jeg kan se, og begynde at forstå så meget af dette med mit beskedne udstyr fra min egen baghave!


    Ligninger af stjernestruktur

    Den mest almindeligt anvendte model for stjernestruktur er den sfærisk symmetriske kvasistatiske model, der antager, at en stjerne er i en stabil tilstand, og at den er sfærisk symmetrisk. Den indeholder fire grundlæggende førsteordens differentialligninger: to repræsenterer, hvordan stof og tryk varierer med radius to repræsenterer, hvordan temperatur og lysstyrke varierer med radius. [4]

    Ved dannelse af ligning af stjernestruktur (udnytter den antagne sfæriske symmetri), man betragter stofdensiteten temperatur , samlet tryk (stof plus stråling) , lysstyrke og energiproduktionshastighed pr. masseenhed i en sfærisk skal af tykkelse på afstand fra midten af ​​stjernen. Stjernen antages at være i lokal termodynamisk ligevægt (LTE), så temperaturen er identisk for stof og fotoner. Selvom LTE ikke strengt holder, fordi temperaturen, som en given skal "ser" under sig selv altid er varmere end temperaturen over, er denne tilnærmelse normalt fremragende, fordi fotonet betyder fri vej, , er meget mindre end den længde, over hvilken temperaturen varierer betydeligt, dvs. e. .

    Først er en erklæring om hydrostatisk ligevægt: den udadrettede kraft på grund af trykgradienten i stjernen er nøjagtigt afbalanceret af den indadgående kraft på grund af tyngdekraften.

    ,

    hvor er den kumulative masse inde i skallen ved og G er tyngdekonstanten. Den kumulative masse stiger med radius i henhold til massekontinuitetsligning:

    Integrering af massekontinuitetsligningen fra stjernecentret () til stjernens radius () giver den samlede masse af stjernen.

    I betragtning af energien, der forlader den sfæriske skal, giver den energi ligning:

    ,

    hvor er lysstyrken produceret i form af neutrinoer (som normalt undslipper stjernen uden at interagere med almindeligt stof) pr. masseenhed. Uden for stjernens kerne, hvor kernereaktioner opstår, genereres der ikke energi, så lysstyrken er konstant.

    Energitransportligningen har forskellige former afhængigt af energitransportformen. For ledende lysstyrketransport (passende for en hvid dværg) er energiligningen

    I tilfælde af strålingsenergitransport, der er passende for den indre del af en solmassesekvensstjerne og den ydre kappe af en massiv hovedsekvensstjerne,

    hvor er sagens opacitet, er Stefan-Boltzmann-konstanten, og Boltzmann-konstanten er sat til en.

    Tilfældet med transport af konvektiv lysstyrke (passende til ikke-strålende dele af hovedsekvensstjerner og alle giganter og stjerner med lav masse) har ikke en kendt streng matematisk formulering og involverer turbulens i gassen. Konvektiv energitransport er normalt modelleret ved hjælp af blandelængdeteori. Dette behandler gassen i stjernen som indeholdende diskrete elementer, der groft bibeholder temperaturen, tætheden og trykket i deres omgivelser, men bevæger sig gennem stjernen så langt som en karakteristisk længde, kaldet blandelængde. [5] For en monatomisk ideel gas, når konvektionen er adiabatisk, hvilket betyder at de konvektive gasbobler ikke udveksler varme med deres omgivelser, giver blandingslængde teori

    hvor er det adiabatiske indeks, forholdet mellem specifikke varmer i gassen. (For en fuldt ioniseret idealgas, .) Når konvektionen ikke er adiabatisk, angives den sande temperaturgradient ikke af denne ligning. For eksempel i solen er konvektionen ved bunden af ​​konvektionszonen nær kernen adiabatisk, men den nær overfladen er ikke. Blandingslængde teorien indeholder to frie parametre, som skal indstilles for at få modellen til at passe til observationer, så det er en fænomelogisk teori snarere end en streng matematisk formulering. [6]

    Ligestillinger, der relaterer tryk, opacitet og energiproduktionshastighed til andre lokale variabler, der er passende for materialet, såsom temperatur, densitet, kemisk sammensætning osv. Kræves også til relevante lokale ligninger for tryk kan være nødvendigt at inkludere den perfekte gas lov, strålingstryk, tryk på grund af degenererede elektroner osv. Opacitet kan ikke udtrykkes nøjagtigt med en enkelt formel. Det beregnes for forskellige sammensætninger ved specifikke densiteter og temperaturer og præsenteres i tabelform. [7] Stjernestruktur koder (hvilket betyder computerprogrammer, der beregner modelens variabler) interpolerer enten i et tætheds-temperaturgitter for at opnå den nødvendige opacitet eller bruger en tilpasningsfunktion baseret på de tabellerede værdier. En lignende situation opstår for nøjagtige beregninger af trykligningen af ​​tilstanden. Endelig beregnes kernenergiproduktionshastigheden ud fra partikelfysikeksperimenter ved hjælp af reaktionsnetværk at beregne reaktionshastigheder for hvert individuelle reaktionstrin og ligevægtsforekomster for hver isotop i gassen. [6] [8]

    Kombineret med et sæt af randbetingelser beskriver en løsning af disse ligninger fuldstændigt stjernens opførsel. Typiske randbetingelser indstiller værdierne for de observerbare parametre passende på overfladen () og center () af stjernen: , hvilket betyder, at trykket på stjernens overflade er nul , er der ingen masse inde i stjernens centrum, som krævet, hvis massetætheden forbliver endelig , den samlede masse af stjernen er stjernens masse og , er temperaturen ved overfladen stjernens effektive temperatur.

    Selvom stjernevolutionsmodeller i dag beskriver de vigtigste træk ved diagrammer med farvestørrelse, skal der foretages vigtige forbedringer for at fjerne usikkerheder, der er knyttet til den begrænsede viden om transportfænomener. Den sværeste udfordring er fortsat den numeriske behandling af turbulens. Nogle forskerhold udvikler forenklet modellering af turbulens i 3D-beregninger.


    Måling af stjernerne

    De fleste stjerner er for fjerne eller for små til at måle størrelsen direkte Kombination af lysstyrke med temperatur giver stjernestørrelse Den samlede lysstyrke er stjernens område gange dens overfladetemperatur til den fjerde styrke (Blackbody-teori) ELLER -> Lysstyrke

    Område x Temp 4 eller -> Lysstyrke

    Radius 2 x Temp 4, og dette indebærer Radius

    • Stjerner over hovedsekvensen er giganter
      • De røde kæmper er kæmpestjerner med overfladetemperatur, der gør dem røde (ca. 3000-4000 K)
      • Den hvide dværg er meget varme, små stjerner
      • løst pakket, grupper af yngre stjerner
      • tæt pakket, grupper af de ældste kendte stjerner
        • ældre end 10.000.000.000 år

        Disse forelæsningsnotater blev udviklet til astronomi 122 af professor James Brau, der har copyright. De stilles til rådighed til personlig brug af studerende på kurset og må ikke distribueres eller reproduceres til kommercielle formål uden mit udtrykkelige skriftlige samtykke.


        Se videoen: skal vi lege 15 sol maane stjerne 1999 (November 2022).