Równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja nieprzejrzana] |
Poprawiona definicja masy grawitacyjnej i właściwej. Dodany opis i definicje różnych energii wiązania |
|||
Linia 28: | Linia 28: | ||
dla ''r≥R'' funkcja metryczna ''e<sup>ν(r)</sup> = 1 - 2GM/rc<sup>2</sup>'', gdzie ''M'' jest całkowitą grawitacyjną masą [[gwiazda neutronowa|gwiazdy]] mierzoną przez odległego obserwatora. |
dla ''r≥R'' funkcja metryczna ''e<sup>ν(r)</sup> = 1 - 2GM/rc<sup>2</sup>'', gdzie ''M'' jest całkowitą grawitacyjną masą [[gwiazda neutronowa|gwiazdy]] mierzoną przez odległego obserwatora. |
||
=== Masa grawitacyjna, masa barionowa, energia wiązania dla gwiazdy neutronowej === |
=== Masa grawitacyjna, masa właściwa, masa barionowa, energia wiązania dla gwiazdy neutronowej === |
||
Całkowita '''masa grawitacyjna''' ''M'' gwiazdy (mierzona przez odległego obserwatora znajdującego się np. na orbicie wokół gwiazdy) i występująca w metryce dla odległości większych od promienia gwiazdy ''R'' wyraża się następującym wzorem: |
|||
::::: <math>M=M_g(R)=4\pi\int_0^{R} \rho(r)r^2 dr\,.</math> |
|||
Pamiętając o tym, że element objętości ''dV'' pomiędzy sferami o promieniach ''r'' oraz ''r + dr'' jest równy |
Pamiętając o tym, że element objętości ''dV'' pomiędzy sferami o promieniach ''r'' oraz ''r + dr'' jest równy |
||
::::: <math>dV = \frac{4\pi r^2 dr}{\sqrt{1-2GM(r)/rc^2}}\,,</math> |
::::: <math>dV = \frac{4\pi r^2 dr}{\sqrt{1-2GM(r)/rc^2}}\,,</math> |
||
można definiować dwie inne charakterystyczne masy wynikające z równania TOV. '''Masą właściwą''' ''M<sub>p</sub>'' [[gwiazda neutronowa|gwiazdy]] nazywa się całkę gęstości masy-energii po objętości biorąc pod uwagę lokalne zakrzywienie przestrzeni przez masę ''M(r)'', |
|||
wyrażenie opisujące całkowitą masę grawitacyjną ''M'' [[gwiazda neutronowa|gwiazdy]] przyjmuje następującą postać: |
|||
::::: <math> |
::::: <math>M_p=M_p(R)=\int_0^{R} \rho dV = 4\pi\int_0^{R} \frac{\rho(r)r^2 dr}{\sqrt{1-2GM(r)/rc^2}}\,.</math> |
||
Jako, że |
|||
Liczba barionów w gwieździe |
|||
::::: <math> |
::::: <math>\frac{1}{\sqrt{1-2GM(r)/rc^2}} \ge 1 \implies M_p \ge M_g\,.</math> |
||
Liczba barionów w objętości gwiazdy jest równa |
|||
::::: <math>A_b=4\pi\int_0^{R} \frac{ n_b(r) r^2 dr}{\sqrt{1-2GM(r)/rc^2}} \,,</math> |
|||
gdzie ''n<sub>b</sub>(r)'' jest gęstością barionową tj. liczbą barionów w określonej objętości (zwyczajowo ''[[Femtometr|fm<sup>3</sup>]]''). ''A<sub>b</sub>'' dla [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowej]] o typowej masie grawitacyjnej 1,4 [[Masa Słońca|masy Słońca]] jest rzędu 10<sup>57</sup> cząstek. |
gdzie ''n<sub>b</sub>(r)'' jest gęstością barionową tj. liczbą barionów w określonej objętości (zwyczajowo ''[[Femtometr|fm<sup>3</sup>]]''). ''A<sub>b</sub>'' dla [[gwiazda neutronowa|gwiazdy neutronowej]] o typowej masie grawitacyjnej 1,4 [[Masa Słońca|masy Słońca]] jest rzędu 10<sup>57</sup> cząstek. |
||
[[Plik:TOV solution homogeneous star mass radius diagram.png|thumb|450px|Diagram masa-promień dla sferycznej gwiazdy o stałej gęstości 10<sup>15</sup> g/cm<sup>3</sup> (linia czerwona), z zaznaczoną masą maksymalną (czerwona kropka) wynikającą z ograniczenia pochodzącego z rozwiązania równania TOV (niebieska linia).]] |
[[Plik:TOV solution homogeneous star mass radius diagram.png|thumb|450px|Diagram masa-promień dla sferycznej gwiazdy o stałej gęstości 10<sup>15</sup> g/cm<sup>3</sup> (linia czerwona), z zaznaczoną masą maksymalną (czerwona kropka) wynikającą z ograniczenia pochodzącego z rozwiązania równania TOV (niebieska linia).]] |
||
Masa barionowa (zwana również [[masa spoczynkowa|masą spoczynkową]]) jest równa liczbie barionowej ''A<sub>b</sub>'' gwiazdy mnożonej przez masę [[barion]]u |
''Masa barionowa'' (zwana również [[masa spoczynkowa|masą spoczynkową]]) jest równa liczbie barionowej ''A<sub>b</sub>'' gwiazdy mnożonej przez masę [[barion]]u |
||
''m<sub>b</sub>≈[[Nukleony|m<sub>n</sub>]]'': |
''m<sub>b</sub>≈[[Nukleony|m<sub>n</sub>]]'': |
||
::::: <math>M_b=m_bA_b\,.</math> |
::::: <math>M_b=m_bA_b\,.</math> |
||
Zdefiniowane wyżej masy używa się do obliczenia [[Energia wiązania|energii wiązania]]. Różnica |
|||
::::: <math> |
::::: <math>E_G=\left(M_g-M_p\right)c^2\,.</math> |
||
jest ''energią grawitacyjną'' gwiazdy (energią zmagazynowaną w gwieździe, którą można odzyskać przenosząc małe elementy ''dm'' do nieskończoności). Grawitacyjna [[energia wiązania]] to |
|||
⚫ | |||
::::: <math>BE_G=-E_B=\left(M_p-M_g\right)c^2\,.</math> |
|||
''Energia wewnętrzna'' gwiazdy (energia pochodząca z równania stanu, bez uwzględnienia gęstości spoczynkowej) to |
|||
::::: <math>E_I=\left(M_p-M_b\right)c^2\,,</math> |
|||
z podobnie jak poprzednio zdefiniowaną wewnętrzną [[Energia wiązania|energią wiązania]] |
|||
::::: <math>BE_I=-E_I=\left(M_b-M_p\right)c^2\,.</math> |
|||
'''Całkowita energia wiązania''' gwiazdy to zatem |
|||
::::: <math>BE=BE_G + BE_I= \left(M_b-M_g\right)c^2\,.</math> |
|||
⚫ | |||
=== Rozwiązanie dla przypadku materii nieściśliwej === |
=== Rozwiązanie dla przypadku materii nieściśliwej === |
Wersja z 22:29, 25 sty 2016
Równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (równanie TOV) – szczególny przypadek równań Einsteina, jego rozwiązanie przedstawia strukturę sferycznie symetrycznego i statycznego rozkładu materii opisanej danym równaniem stanu. Stosowane jest przede wszystkim przy modelowaniu budowy gwiazd o bardzo silnym polu grawitacyjnym (na przykład gwiazd neutronowych).
Założenia
Poniżej przedstawiono zarys wyprowadzenia równania. Ogólną metrykę sferycznie symetrycznego i niezależnego od czasu rozkładu materii można zapisać w następujący sposób:
gdzie standardowo t jest współrzędną czasową, r radialną a θ i φ kątowymi (odpowiednio, zenitalną i azymutalną). Zakładamy także, że materia jest nielepka, nie przewodzi ciepła i nie wykazuje napięć ścinających tj. tensor napięć-energii jest taki jak dla płynu doskonałego w Ogólnej Teorii Względności. Biorąc pod uwagę barotropowe równanie stanu (ciśnienie p jest funkcją tylko jednej zmiennej, gęstości masy-energii ρ), dostajemy następujący związek z funkcją metryczną ν(r):
funkcją λ(r):
a także związek pomiędzy masą zawartą w sferze o promieniu r a promieniem tej sfery, M(0)=0:
Przy tych założeniach równania Einsteina redukują się do
równanie TOV jest zatem niutonowskim równaniem równowagi hydrostatycznej zmodyfikowanym przez człony relatywistyczne (w nawiasach).
Warunki brzegowe
Jeśli równanie opisuje gwiazdę w próżni, do rozwiązania używa się następujących warunków brzegowych:
- znikanie ciśnienia na powierzchni gwiazdy, p(R) = 0 (warunek ten wyznacza współrzędną r = R, czyli promień gwiazdy),
- zszywania się rozwiązania dla wnętrza gwiazdy z rozwiązaniem zewnętrznym, opisywanym metryką Schwarzschilda:
dla r≥R funkcja metryczna eν(r) = 1 - 2GM/rc2, gdzie M jest całkowitą grawitacyjną masą gwiazdy mierzoną przez odległego obserwatora.
Masa grawitacyjna, masa właściwa, masa barionowa, energia wiązania dla gwiazdy neutronowej
Całkowita masa grawitacyjna M gwiazdy (mierzona przez odległego obserwatora znajdującego się np. na orbicie wokół gwiazdy) i występująca w metryce dla odległości większych od promienia gwiazdy R wyraża się następującym wzorem:
Pamiętając o tym, że element objętości dV pomiędzy sferami o promieniach r oraz r + dr jest równy
można definiować dwie inne charakterystyczne masy wynikające z równania TOV. Masą właściwą Mp gwiazdy nazywa się całkę gęstości masy-energii po objętości biorąc pod uwagę lokalne zakrzywienie przestrzeni przez masę M(r),
Jako, że
Liczba barionów w objętości gwiazdy jest równa
gdzie nb(r) jest gęstością barionową tj. liczbą barionów w określonej objętości (zwyczajowo fm3). Ab dla gwiazdy neutronowej o typowej masie grawitacyjnej 1,4 masy Słońca jest rzędu 1057 cząstek.
Masa barionowa (zwana również masą spoczynkową) jest równa liczbie barionowej Ab gwiazdy mnożonej przez masę barionu mb≈mn:
Zdefiniowane wyżej masy używa się do obliczenia energii wiązania. Różnica
jest energią grawitacyjną gwiazdy (energią zmagazynowaną w gwieździe, którą można odzyskać przenosząc małe elementy dm do nieskończoności). Grawitacyjna energia wiązania to
Energia wewnętrzna gwiazdy (energia pochodząca z równania stanu, bez uwzględnienia gęstości spoczynkowej) to
z podobnie jak poprzednio zdefiniowaną wewnętrzną energią wiązania
Całkowita energia wiązania gwiazdy to zatem
Dla typowego równania stanu, gwiazda neutronowa o masie M=1,4 masy Słońca jest związana energią wiązania BE≈0,1M.
Rozwiązanie dla przypadku materii nieściśliwej
W ogólnym przypadku nie istnieje rozwiązanie analityczne tj. zależność gęstości, ciśnienia od odległości od centrum gwiazdy itd. należy otrzymać numerycznie. Równanie TOV można rozwiązać analitycznie dla równania stanu ρ = const. Mamy wtedy:
Korzystając z tego związku równanie równowagi hydrostatycznej można analitycznie scałkować. Otrzymujemy:
Zwiększanie masy gwiazdy prowadzi do wzrostu ciśnienia centralnego, pc = p(r=0). Warunek pc = ∞ stanowi ograniczenie na stosunek promienia Schwarzschilda do promienia gwiazdy:
Ograniczenie to, dla ustalonej gęstości, wyznacza maksymalną masę gwiazdy, czyli granicę TOV.
Historia
Równanie TOV w postaci przedstawionej powyżej zostało opublikowane w roku 1939 w czasopiśmie naukowym "Physical Review" przez Roberta Oppenheimera i Georga M. Volkoffa w artykule pt. "On Massive Neutron Cores"[2], jednak fundamentalne znaczenie mają prace Richarda C. Tolmana z roku 1934, pt. "Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models"[3] oraz 1939 r., pt. "Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid"[4], w których przeprowadził analizę sferycznie symetrycznych metryk.
- ↑ F. Douchin, P. Haensel, A unified equation of state of dense matter and neutron star structure, Astron. Astrophys. 380, 151 (2001)
- ↑ J. R. Oppenheimer, G. M. Volkoff, On Massive Neutron Cores, Phys. Rev. 55, 374 (1939)
- ↑ R. C. Tolman, Effect of Inhomogeneity on Cosmological Models, Proc Natl Acad Sci U S A., 20(3), 169 (1934)
- ↑ R. C. Tolman, Static Solutions of Einstein's Field Equations for Spheres of Fluid, Phys. Rev. 55, 364 (1939)