Ligninger for en stjernemodel - Aarhus Universitetastro.phys.au.dk/hans/stjerner/lecture06.pdf6...
Transcript of Ligninger for en stjernemodel - Aarhus Universitetastro.phys.au.dk/hans/stjerner/lecture06.pdf6...
1
Ligninger for en stjernemodel
ρμ
ρ
ρ
PkmT
rrrm
rrrGm
rP
B
u ⋅⋅=
=
⋅−=
)(π4dd
)()(dd
2
2
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport
• Stråling (fotoner)• Konvektion (gas
celler)• Varmeledning
(atomer, elektroner)• Partikelstråling
(neutrinoer)
2
Energitransport ved konvektion
Energitransport ved konvektion
Er der konvektion et givet sted i stjernen?
3
( ) ρρρ Δ⋅−≡−⋅−= ggfopdrift*
2rGmg =
*ρ
ρ
(6.1)
4
0>opdriftf
2rGmg =
*ρ
ρ
Acceleration: Ustabilitet
0
0
<Δ⇓
Δ⋅−=<
ρ
ρgfopdrift
*1
*1 ρP
*2
*2 ρP
11 ρP
22 ρP
r Δ
5
*1
*1 ρP
*2
*2 ρP
11 ρP
22 ρP
r Δ
1*
1 PP = 1
*1 ρρ =
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
6
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
min 3012/13
dyn =∝⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
=ρMG
Rt (6.2)
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
min 3012/13
dyn =∝⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
=ρMG
Rt
Bevægelsen er så hurtig at der ikke tabesvarme til omgivelserne
7
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
min 3012/13
dyn =∝⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
=ρMG
Rt
Bevægelsen er så hurtig at der ikke tabesvarme til omgivelserne
år mill. 30S
tot
S
2
KH ≈≅⋅⋅=
LU
LRMGt (6.3)
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
8
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
2*
2 PP =
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
2*
2 PP =
Bevægelsen er såhurtig at der ikke tabesvarme til omgivelserne
9
Bevægelsen er så langsom at der er tryk-ligevægt mellem cellen og omgivelserne
Bestemmelse af Δρ
2*
2 PP =
Bevægelsen er såhurtig at der ikke tabesvarme til omgivelserne
Adiabatisk
S
S
S
T
TP
P
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡−Γ
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
∂∂≡
−ΓΓ
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡Γ
ρ
ρ
ln ln1
ln ln
1
ln ln
3
2
2
1
Adiabatiske eksponenter
10
S
S
S
T
TP
P
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡−Γ
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
∂∂≡
−ΓΓ
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡Γ
ρ
ρ
ln ln1
ln ln
1
ln ln
3
2
2
1
Adiabatiske eksponenter
S
P⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡Γ
ρln ln 1
rrP
P
PP
PP
ddd11d
d1d1d
1
**
1*
*
1*
*
⋅⋅Γ
⋅=
Γ=
Γ=
ρρ
ρρ
(6.4)
11
S
P⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡Γ
ρln ln 1
rrP
P
PP
PP
ddd11d
d1d1d
1
**
1*
*
1*
*
⋅⋅Γ
⋅=
Γ=
Γ=
ρρ
ρρ
2*2 ρρρ −=Δ
12
2*2 ρρρ −=Δ ( )
rr
rrP
PΔ⋅−Δ⋅
Γ≅
−−−=
dd
dd11
111
12*1
*2
ρρ
ρρρρ
rrP
P
PP
PP
ddd11d
d1d1d
1
**
1*
*
1*
*
⋅⋅Γ
⋅=
Γ=
Γ=
ρρ
ρρ
(6.5)
2*2 ρρρ −=Δ ( )
rr
rrP
PΔ⋅−Δ⋅
Γ≅
−−−=
dd
dd11
111
12*1
*2
ρρ
ρρρρ
rrr
rrr
PP
Δ⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=
Δ⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−
Γ=
dd
dd
dd
dd1
ad
11
1
ρρ
ρρ
S
P⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛∂∂≡Γ
ρln ln 1
13
rrr
Δ⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
ρρρ
rrr
Δ⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
ρρρ
0<ΔρUstabilitet optræder når
14
rrr
Δ⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
ρρρ
0<ΔρUstabilitet optræder når
rr dd
dd
ad
ρρ <⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
(6.7)
rr dd
dd
ad
ρρ <⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
15
rr dd
dd
ad
ρρ >⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rPP
ρ
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rPP
ρNegativ
rr dd
dd
ad
ρρ >⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rPP
ρ
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rPP
ρ
PP lndln d
lndln d1
ad1
ρρ >⎟⎠⎞
⎜⎝⎛=
Γ
Hvis dette er opfyldt, er derkonvektion
(6.8)
16
PP lndln d
lndln d1
ad1
ρρ >⎟⎠⎞
⎜⎝⎛=
Γ
Konvektion når
”let”
”tungt”
PP lndln d
lndln d1
ad1
ρρ >⎟⎠⎞
⎜⎝⎛=
Γ
Konvektion når
”let”
”tungt”
=53
17
TP
km
B
u ⋅⋅= μρ
rT
TrP
Pr dd1
dd1
dd1 −=ρ
ρ(6.10)
TP
km
B
u ⋅⋅= μρ
rT
TrP
Pr dd
dd
dd ρρρ −=
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rT
TrP
PrP
P dd
dd
dd1
1
ρρρ +−Γ
=
”definition”
18
TP
km
B
u ⋅⋅= μρ
rT
TrP
Pr dd
dd
dd ρρρ −=
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rT
TrP
PrP
P dd
dd
dd1
1
ρρρ +−Γ
=
”definition”
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rT
TrP
PrP
P dd
dd
dd1
1
ρρρ +−Γ
=
rP
PrT
T dd1
dd
1
1 ρρΓ−Γ−=
(6.11)
19
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rT
TrP
PrP
P dd
dd
dd1
1
ρρρ +−Γ
=
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⎟⎠⎞
⎜⎝⎛−⋅=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛Γ
−Γ−⋅=
ad
2
2
dd
dd
dd1
dd
rT
rT
T
rP
PT
rT
T
ρ
ρ
PP
TT
PT
S dd
ln ln1
2
2 ⋅=⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
∂∂=
Γ−Γ
Adiabatisk
20
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⎟⎠⎞
⎜⎝⎛−⋅=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛Γ
−Γ−⋅=
ad
2
2
dd
dd
dd1
dd
rT
rT
T
rP
PT
rT
T
ρ
ρ
>0
0<
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛<rT
rT
Ustabilitet optræder når
(6.12)
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⎟⎠⎞
⎜⎝⎛−⋅=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛Γ
−Γ−⋅=
ad
2
2
dd
dd
dd1
dd
rT
rT
T
rP
PT
rT
T
ρ
ρ
>0
0<
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛<rT
rT
Ustabilitet optræder når
rr dd
dd
ad
ρρ <⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
21
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⎟⎠⎞
⎜⎝⎛−⋅=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛Γ
−Γ−⋅=
ad
2
2
dd
dd
dd1
dd
rT
rT
T
rP
PT
rT
T
ρ
ρ
>0
0<
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛<rT
rT
Ustabilitet optræder når
rr dd
dd
ad
ρρ −⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
rP
PrT
T dd1
dd
2
2 ρρΓ
−Γ−=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⎟⎠⎞
⎜⎝⎛−⋅=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛Γ
−Γ−⋅=
ad
2
2
dd
dd
dd1
dd
rT
rT
T
rP
PT
rT
T
ρ
ρ
>0
0<
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛>rT
rT
Ustabilitet optræder når1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
22
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛>rT
rT
Ustabilitet optræder når
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
2
2 1 ln dln d
Γ−Γ>
PT
(6.14)
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛>rT
rT
Ustabilitet optræder når
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
1
dd −
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛rP
TP
2
2 1 ln dln d
Γ−Γ>
PT
adln ln ∇=⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛
∂∂=
adPT=∇
ad∇>∇52=
(6.16)
23
Energitransport ved stråling
Energitransport ved konvektion
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport ved stråling
(6.17)
(5.8)
24
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport ved stråling
ρ⋅−= 2
)( dd
rrGm
rP
ρ⋅−= 2
)( dd
rrGm
rP
ρρκ
⋅⋅=⋅⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛
−
)( π16)( 3
dd
dd
2
32
1
rGmr
TrcarL
rT
rP
Energitransport ved stråling
25
ρ⋅−= 2
)( dd
rrGm
rP
ρρκ
⋅⋅=⋅⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛
−
)( π16)( 3
dd
dd
2
32
1
rGmr
TrcarL
rT
rP
Energitransport ved stråling
XX X
X
)(1
π16)( 3
dd
dd 3
1
rGmTcarL
rT
rP ⋅=⋅⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
− κ
Energitransport ved stråling
umTkP
B
μρ=
26
)(1
π16)( 3
dd
dd 3
1
rGmTcarL
rT
rP ⋅=⋅⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
− κ
Energitransport ved stråling
umk
TP
B
μρ=
umk
rGmTcarL
rT
rP
TP
)(1
π16)( 3
dd
dd B
3
1
μρκ=⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛
−
Energitransport ved stråling
umk
TP
B
μρ=
27
3B
)()(
π16 3
lndlnd
TrmrL
mGcak
PT
u
ρμκ=
Energitransport ved stråling
3B
R
)()(
π16 3
TrmrL
mGcak
u
ρμκ=∇=∇
Energitransport ved stråling
(6.18)
28
3B
R
)()(
π16 3
TrmrL
mGcak
u
ρμκ=∇=∇
Energitransport ved stråling
Ustabilitet optræder når
adR ∇>∇(6.19)
3B
R
)()(
π16 3
TrmrL
mGcak
u
ρμκ=∇=∇
Energitransport ved stråling
Ustabilitet optræder når
adR ∇>∇PT
lndlnd
29
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
Hvis L/m er stor vil konvektion opstå. Dettegælder især i centrum af tunge stjerner.
Tunge stjerner har konvektion i deres centrum
30
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
Hvis opaciteten er stor vil konvektion opstå.Dette gælder især i ydre dele af lette stjerner,hvor temperaturen er lav.
”kolde” stjerner har konvektion i deres ydre
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
Hvis dette led er stort vil konvektion opstå.Dette gælder især i ydre dele af lette stjerner,hvor temperaturen er lav.
Lette stjerner har konvektion i deres ydre
31
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
Hvis den adiabatiske gradient er lille, vilkonvektion opstå. Dette gælder især i ydre deleaf kolde stjerner– pga. ionisation (H)
”kolde” stjerner har konvektion i deres ydre
32
solM 2
solM ,51
solM 1
solM ,50
33
IoniseringHe++, He+, H+
34
35
36
37
7.5 år Simulering 41400 L(sol) LuminosityCa. 600 R(sol) = 3 AERadius 5 M(sol) Masse Betelgeuse i Orion Stjerne
Bernd FreytagUppsala Universitet i Sverige
38
7.5 år Simulering 41400 L(sol) LuminosityCa. 600 R(sol) = 3 AERadius 5 M(sol) Masse Betelgeuse i Orion Stjerne
Bernd FreytagUppsala Universitet i Sverige
7.5 år Simulering 41400 L(sol) LuminosityCa. 600 R(sol) = 3 AERadius 5 M(sol) Masse Betelgeuse i Orion Stjerne
Bernd FreytagUppsala Universitet i Sverige
39
7.5 år Simulering 41400 L(sol) LuminosityCa. 600 R(sol) = 3 AERadius 5 M(sol) Masse Betelgeuse i Orion Stjerne
Bernd FreytagUppsala Universitet i Sverige
Temperaturen
40
rrT
rTT Δ⋅⎥
⎦
⎤⎢⎣
⎡−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
(6.21)
rrT
rTT Δ⋅⎥
⎦
⎤⎢⎣
⎡−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
Konvektions flux:
TcvF P Δ⋅⋅⋅≅ ρcon
(6.22)
41
rrT
rTT Δ⋅⎥
⎦
⎤⎢⎣
⎡−⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛=Δ
dd
dd
ad
Konvektions flux:
TcvF P Δ⋅⋅⋅≅ ρcon
Lille: konvektioner effektivt
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛≈rT
rT
Når konvektion finder sted:
42
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛≈rT
rT
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛≈rT
rT
43
ad3B
)()(
π16 3 ∇>
TrmrL
mGcak
u
ρμκ
Energitransport ved konvektion
addd
dd
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛≈rT
rT
Stjernehobe: Farve-Lysstyrke diagram
44
h+χ Persei
Stjernehobe: Farve-Lysstyrke diagram
45
Stjernehobe: Farve-Lysstyrke diagram
46
47
Vurdering af tryk og temperatur i en stjernes centrum
)()(dd
2 rrrGm
rP ρ⋅−=
4
2
32
2
RGMP
RM
RGM
RP
RGM
RP
CC
C
≈⇒⋅≈
><⋅−≈− ρ3RM≈ρ
Vurdering af tryk og temperatur i en stjernes centrum
ρμ PkmTB
u ⋅⋅=
48
Vurdering af tryk og temperatur i en stjernes centrum
ρμ PkmTB
u ⋅⋅=
RM
kGm
MR
RGM
kmT
RGMPP
kmT
B
uC
B
uCC
CC
C
B
uCC
⋅⋅⋅=⋅⋅⋅≈
≈⋅⋅=
μμ
ρμ
3
4
2
4
2
3RM≈ρ
Vurdering af tryk og temperatur i en stjernes centrum
ρμ PkmTB
u ⋅⋅=
RM
kGm
MR
RGM
kmT
RGMPP
kmT
B
uC
B
uCC
CC
C
B
uCC
⋅⋅⋅=⋅⋅⋅≈
≈⋅⋅=
μμ
ρμ
3
4
2
4
2
3RM≈ρ
49
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport ved stråling
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport ved stråling
23
π4)( 3
dd4
rcarL
rTT ρκ−=⋅⋅
50
32 π16)( 3
dd
TrcarL
rT ρκ−=
Energitransport ved stråling
rTrcarLd
d 3 π4 )(
42
⋅−=ρκ
23
π4)( 3
dd4
rcarL
rTT ρκ−=⋅⋅
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
rTrcarLd
d 3 π4 )(
42
⋅−=ρκ
RT
rT C
44
dd ≈−approximation
51
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
rTrcarLd
d 3 π4 )(
42
⋅−=ρκ
RT
rT C
44
dd ≈−approximation
52
RTRcarL C
ν
ρκ
+
+ ⋅><⋅⋅
=4
1λ0
2
3 π4)(
RT
rT C
44
dd ≈−
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
λ-ν3ν3λ4
0
4
1λ0
1)λ(32
1 3
π4
+−+
+
+
+⋅+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅⋅⋅⋅
⋅⋅≈
MRkmGca
RM
kGm
RMRcaL
B
Cu
B
uCS
ν
ν
μκ
μκ
3RM≈ρ
RM
kGmT
B
uCC ⋅⋅⋅≈ μ
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
53
Frie - frie reaktioner
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
Kramers approksimation(Kramers opacitetslov)
(..og bundne - frie reaktioner)
Frie - frie reaktioner
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
3,5ν 1λ 104 251 ==⋅=κ
(..og bundne - frie reaktioner)
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
54
λ-ν3ν3λ4
0
+−+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ MRkmGcaLB
CuS
νμ
κ
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
3,5ν 1λ 104 251 ==⋅=κ
5,50,55,7
0
MRkmGcaLB
CuS ⋅⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ −μκ
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
3,5ν 1λ 104 251 ==⋅=κ
55
5,50,55,7
0
MRkmGcaLB
CuS ⋅⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ −μκ
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
3,5ν 1λ 104 251 ==⋅=κ
X=0,7 Z=0,02μ=0,62
erg/sec02,01
7,162,0
104,15,55,05,7
35⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈−
solsol
CS M
MRR
ZXL μ
56
erg/sec02,01
7,162,0
104,15,55,05,7
35⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈−
solsol
CS M
MRR
ZXL μ
5,55,05,702,0
17,1
62,0 36 ⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈−
solsol
CsolS M
MRR
ZXLL μ
erg/sec02,01
7,162,0
104,15,55,05,7
35⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈−
solsol
CS M
MRR
ZXL μ
5,55,05,702,0
17,1
62,0 36 ⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈−
solsol
CsolS M
MRR
ZXLL μ
5,55,0 MRLS ⋅∝ −
57
λ-ν3ν3λ4
0
4
1λ0
1)λ(32
1 3
π4
+−+
+
+
+⋅+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅⋅⋅⋅
⋅⋅≈
MRkmGca
RM
kGm
RMRcaL
B
Cu
B
uCS
ν
ν
μκ
μκ
Elektron spredning
Elektron spredning
elektron (-)
( ) g/cm X1 2,0 2e +== κκ
ρen
ρσκ n⋅= R
0ν 0λ ==
νρκκ -λ0 T⋅⋅≅
58
λ-ν3ν3λ4
0
+−+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ MRkmGcaLB
CuS
νμ
κ
( ) g/cm X1 2,0 2e +== κκ
0ν 0λ ==
λ-ν3ν3λ4
0
+−+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ MRkmGcaLB
CuS
νμ
κ
( ) g/cm X1 2,0 2e +== κκ
0ν 0λ ==
X=0,7 Z=0,02μ=0,62
59
304
0
MRkmGcaLB
CuS ⋅⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ μκ
( ) g/cm X1 2,0 2e +== κκ
0ν 0λ ==
X=0,7 Z=0,02μ=0,62
erg/sec 1
7,162,0
10334
35
XMMLsol
CS +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈ μ
60
erg/sec 1
7,162,0
10334
35
XMMLsol
CS +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈ μ
1
7,162,0
7834
XMMLLsol
CsolS +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈ μ
erg/sec 1
7,162,0
10334
35
XMMLsol
CS +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅⋅≈ μ
1
7,162,0
7834
XMMLLsol
CsolS +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈ μ
3MLS ∝
61
λ-ν3ν3λ4
0
+−+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ MRkmGcaLB
CuS
νμ
κ
bfffe
bfffe
+
+
<⇓
>
LL
κκ
rTrcarLd
d 3 π4 )(
42
⋅−=ρκ
λ-ν3ν3λ4
0
+−+
⋅⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛ ⋅⋅⋅≈ MRkmGcaLB
CuS
νμ
κ
1
7,162,0
7834
e XMMLLsol
Csol +
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈ μ
5,55,05,7
bfff02,0
17,1
62,0 36 ⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅≈−
+solsol
Csol M
MRR
ZXLL μ
X=0,7 Z=0,02μ=0,62
bfffe
bfffe
+
+
<⇓
>
LL
κκ
62
5,55,05,7
34
02,01
7,162,0
36
1
7,162,0
78
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⋅
+⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅
<+
⋅⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛⋅
−
solsol
Csol
sol
Csol
MM
RR
ZXL
XMML
μ
μ
bfffe +< LL
5,55,03
6
13⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
−
solsolsol MM
RR
MM
5,55,03
6
13⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
−
solsolsol MM
RR
MM
5,25,0
6
13⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
solsol MM
RR
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
solsol MM
RR 36,1
2,0
Hvornår dominerer elektron spredning?
bfffe +< LL
63
5,55,03
6
13⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
−
solsolsol MM
RR
MM
5,25,0
6
13⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
solsol MM
RR
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛<⎟⎟
⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛⋅
solsol MM
RR 36,1
2,0
Hvornår dominerer elektron spredning?
bfffe +< LL
5MR <
Frie - frie reaktioner
( ) 5,315,30 1T
XZT
ρκρκκ ⋅⋅+=⋅=
Kramers approksimation(Kramers opacitetslov)
(..og bundne - frie reaktioner)
64
Elektron spredning
elektron (-)
( ) g/cm X1 2,0 2e +== κκ
ρen
ρσκ n⋅= R
65
5MR <
Kramers approksimation(Kramers opacitetslov)
Elektron spredning
3MLS ∝5,55,0 MRLS ⋅∝ −
66
Kon
vekt
ion
67
Hayashi sporet
Hvis energitransport d
omineres
af konvektion
Hayashi sporet
68
Hayashi sporet
Hayashi sporet
69
70
71
)()(dd
2 rrrGm
rP ρ⋅−=
)()(dd
2 rrrGm
rP ρ⋅−=
72