docBudowa i Ewolucja Gwiazd
download 
Reklamacja Transkrypt
Budowa i Ewolucja Gwiazd
Budowa i Ewolucja Gwiazd Lista 7 Korzystajac modeli wewnetrznej budowy dwóch gwiazd ciagu glównego o masach 1 i 15 M⊙ ֒ z zalaczonych ֒ ֒ ֒ wykonać nastepuj ace obliczenia (wszystkie wielkości w tabelach podane sa֒ w jednostkach ukladu CGS, κ – przekrój ֒ ֒ czynny na jednostke֒ masy, Lc /Lt oznacza wzgledny wklad strumienia konwekcyjnego do calkowitego). ֒ 1. Sporzadzić wykres zależności (Mr /M )(r/R) dla rozważanych modeli gwiazd. Na ten sam wykres nanieść ֒ również przebiegi (Mr /M )(r/R) dla nastepuj acych gestości: (a) ρ(r) ∼ = const, (b) ρ(r) ∼ = r −1 , (c) ρ(r) ∼ = ֒ ֒ ֒ −2 2 −1 ∼ r , (d) ρ(r) = (r (r + 1)) . Omówić otrzymane wyniki. 2. Opierajac ciśnienie i temperature֒ centralna֒ dla ֒ sie֒ na zalożeniach zadania 4 z listy 1 oszacować gestość, ֒ obu gwiazd, przyjmujac dla 1 M R=1 R i dla M=15 M R=4.72 R⊙ . Uzyskane wartości porównać z ⊙ ⊙ ⊙ ֒ odpowiednimi wartościami modelowymi. 3. Wyliczyć predkości średnie elektronów i protonów we wnetrzach rozważanych modeli gwiazdowych. Porównać ֒ ֒ te wartości z predkościami ucieczki z powierzchni gwiazd (dla przypomnienia prosze֒ wyprowadzić odpowiedni ֒ wzór). 4. Wyliczyć, jak zmienia sie֒ wzgledny wklad ciśnienia promieniowania pr do calkowitego ciśnienia p = pg + pr , ֒ gdzie pg to ciśnienie gazowe. Jaka temperatura musialaby panować w środkach gwiazd, by przy modelowych wartościach gestości, ciśnienie promieniowania porównywalne bylo z ciśnieniem gazowym? ֒ 5. Pokazać, że średnia droga swobodna fotonu wynosi lf = 1/(ρκ). Wyliczyć średnie drogi swobodne fotonów lf dla podanych modeli gwiazd i porównać je ze średnimi drogami swobodnymi neutrin ln , przyjmujac ֒ dla nich −20 2 −1 κn = 10 cm g . Wyjaśnić, dlaczego male wartości lf dzialaja֒ w kierunku LTE → TE. 6. Wyliczyć nateżenia promieniowania I i strumienie F we wnetrzach obu gwiazd. Wyjaśnić, dlaczego iloraz F/I ֒ ֒ jest miara֒ anizotropii pola promieniowania w danym miejscu? Powiazać stopień anizotropii ze średnia֒ droga֒ ֒ swobodna֒ fotonów lf . 7. Wyliczyć wartości gradientu temperatury we wnetrzach obu gwiazd. Wyniki wyrazić w K/cm i zestawić je ze ֒ średnimi drogami swobodnymi fotonów. Jaki wniosek można wyciagn ֒ ać ֒ z tego porównania? obu gwiazd i na tej podstawie odtworzyć wklad poszczególnych 8. Przebadać przebieg funkcji L(r)/L we wnetrzu ֒ warstw do calkowitej mocy promieniowania L. 9. Wyliczyć wartość wspólczynnika rozpraszania σe na swobodnych elektronach dla centrum obu gwiazd. Jaki jest wklad rozpraszania na swobodnych elektronach do calkowitej nieprzezroczystości materii κ podanej w modelach gwiazd? Jak ten wklada zmienia sie֒ w zależności od temperatury? 10. Co to jest kryterium niestabilności konwektywnej Schwarzschilda i Ledoux? Prześledzić przebieg funkcji d log(T )/d log(p) oraz Lc /Lt w rozważanych modelach gwiazd. Sprawdzić, gdzie zaczynaja֒ sie֒ strefy konwekcyjne. Zastanowić sie, glównego o niższych masach maja֒ zewnetrzne strefy konwek֒ dlaczego gwiazdy ciagu ֒ ֒ cyjne, a gwiazdy bardziej masywne maja֒ konwektywne jadra. ֒ 1
![1 str. 44 GWIAZDY Stars [# 11] JAVERT: Gdzieś W sercu ciemności](http://s2.doczz.pl/store/data/000734085_1-2654b84d80ec12228d1db10457d86b29-70x70.png "1 str. 44 GWIAZDY Stars [# 11] JAVERT: Gdzieś W sercu ciemności")
