Dzisiaj jest 25 stycznia 2025 r.
Chcę dodać własny artykuł
Reklama

Budowa gwiazdy

Chcę dodać własny artykuł

Budowa gwiazdy

Gwiazdy różnią się strukturą wewnętrzną w zależności od masy i wieku. Modele gwiezdnej struktury analizują te różnice, przewidując jasność, kolor oraz przyszłą ewolucję gwiazdy. W większości czasu gwiazda znajduje się w stanie równowagi między grawitacyjnym zapadaniem a ciśnieniem gazu.

Model Newtona gwiazdy

Jednym z podstawowych modeli, opisujących równowagę gwiazdy, jest model Newtona. W tym modelu masa w obrębie promienia r jest źródłem grawitacji:

  • m(r)=4\pi \int\limits_0^r {r’}^2 dr’ \rho(r’)

Na powierzchni gwiazdy grawitacja wywołuje przyspieszenie:

  • g(r)=G_N \frac{m(r)}{r^2}

Równania równowagi hydrodynamicznej dla gwiazdy można opisać jako:

  • \frac{dP}{dr}= – G_N \frac{m(r)\rho(r)}{r^2}
  • \frac{dm}{dr}=4\pi\rho(r) r^2

Ciśnienie i energia

Ciśnienie w gwieździe zależy od temperatury i gęstości:

  • P=P(\rho,T)

Rozwiązanie równań różniczkowych pozwala uzyskać rozkład masy, gęstości i ciśnienia w gwieździe. W wyniku reakcji termojądrowych w różnych warstwach gwiazdy powstaje energia:

  • \frac{dL}{dr}=4\pi r^2 \epsilon(r)

Wewnątrz gwiazdy występuje strumień energii, który jest wynikiem różnicy temperatur:

  • j(r)=-K \frac{dT}{dr}

Przewodnictwo cieplne

Przewodnictwo cieplne w gwieździe nie jest stałe i zależy od mechanizmu transportu energii:

  • K=K(\rho,T)

W przypadku dominacji promieniowania, przewodnictwo cieplne opisuje wzór:

  • K = \frac{4}{3}c \lambda a T^3

Droga swobodna fotonów w plazmie zależy od gęstości elektronów i ich właściwości rozpraszania:

  • \lambda =\frac{1}{n_e \sigma_e}

Wnętrze gwiazdy staje się przezroczyste dla fotonów w warstwie zwanej fotosferą, co jest widoczne na przykładzie Słońca. Neutrina przenoszą informacje z wnętrza gwiazdy, gdzie zachodzą reakcje syntezy jądrowej.

Linki zewnętrzne