Budowa gwiazdy

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Budowa gwiazdy wielkości Słońca

Budowa gwiazdy – gwiazdy o różnej masie i wieku mają różne struktury wewnętrzne. Modele gwiezdnej struktury opisują szczegółową strukturę wewnętrzną gwiazdy i zawierają szczegółowe prognozy dotyczące jasności, koloru i przyszłej ewolucji gwiazdy. Przez większość czasu gwiazda pozostaje w stanie równowagi między zapadaniem grawitacyjnym a ciśnieniem gazu starającym się przeciwdziałać kolapsowi.

Jednym z modeli gwiazdy w równowadze hydrodynamicznej jest model Newtona gwiazdy. W modelu tym dla kuli gazu o promieniu r źródłem grawitacji jest masa w niej zawarta

Masa ta na powierzchni jest źródłem przyśpieszenia grawitacyjnego

Przyjmując sferyczną symetrię gwiazdy, jej element można przedstawić jako wycinek sfery o powierzchni S i grubości dr:

Na mały element masy:

działa różnica siła grawitacji oraz równoważąca ją siła wynikająca z różnicy ciśnień:

Daje to równania

Równania te należy uzupełnić równaniem stanu opisującym zależność ciśnienia od odległości od środka gwiazdy. Ciśnienie panujące w gazie/plazmie określane jest głównie przez temperaturę i gęstość:

Przy zadanych warunkach początkowych (np. gęstość ρc w centrum gwiazdy) jest to układ równań różniczkowych, którego rozwiązanie da rozkład masy w gwieździe m(r), gęstości ρ(r) czy ciśnienia P(r). Znikanie ciśnienia P(R)=0 dla r=R wyznacza promień gwiazdy R a M=m(R) masę gwiazdy.

Hydrostatic equilibrium.svg

Równania te należy uzupełnić równaniami opisującymi wytwarzanie i transport energii w gwieździe. W wyniku reakcji syntezy termojądrowej w warstwie odległej o r od centrum gwiazdy produkowana jest gęstość energii ε(r)=ρ(r) pm w jednostce czasu (gęstość mocy promieniowania). pm jest mocą promieniowaną przez jednostkową masę. Na powierzchni sfery 4πr² wysyłane jest promieniowanie jasność którego jest równa L(r). Moc promieniowania produkowanego przez warstwę między promieniem r i r+dr jest równe 4πr2ε(r). Promieniowanie to daje jasność dL. Bilans energetyczny daje więc równanie:

Płynący z wnętrza strumień energii jest konsekwencją różnicy temperatur

gdzie K jest przewodnictwem cieplnym ośrodka (plazmy). Wysyłane promieniowanie przez sferę o promieniu r wywołane jest przez strumień energii

Rozkład temperatury T(r) i promieniowania gwiazdy L(r) opisany jest więc dodatkowymi równaniami różniczkowymi:

Przewodnictwo cieplne w gwieździe nie jest stałe. Zależy ono silnie od mechanizmu transportu energii, od temperatury i gęstości wewnątrz gwiazdy.

Równania gwiazdy należy więc uzupełnić równaniem na przewodnictwo cieplne ośrodka

Jeżeli przewodnictwo cieplne zdominowane jest przez promieniowanie (gaz fotonowy) to:

gdzie σ=a c/4 jest współczynnikiem występującym w prawie Stefana-Boltzmanna (promieniowanie ciała doskonale czarnego), a

jest średnia drogą swobodną fotonu w plazmie, κ jest współczynnikiem nieprzeźroczystości ośrodka.

W plazmie gwiazdy gdzie dominuje gaz elektronowy droga swobodna fotonu zależy od gęstości elektronów ne i przekroju czynnego σe na rozpraszanie fotonów na elektronach (rozpraszanie Thomsona)

Dla przykładu, we wnętrzu Słońca dla gęstości 104 kg m−3 średnia droga fotonu wynosi około 10−5 m. Wnętrze gwiazdy nie jest przezroczyste dla fotonów, staje się przezroczyste dopiero w warstwie między Rγ=R-λ(Rγ) a promieniem gwiazdy R gdzie droga swobodna fotonów jest większa od rozpraszającej warstwy plazmy. Promień Rγ nazywamy promienień fotosfery (fotosfera). Jest to widoczny promień np. Słońca. Droga swobodna neutrin w większości gwiazd jest większa niż promień gwiazdy (wyjątkiem jest młoda gwiazda neutronowa). Neutrina niosą więc informację z samego centrum gwiazdy gdzie zachodzą reakcje syntezy jądrowej.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]