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Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

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5.3. HYDRODYNAMISCHES GLEICHGEWICHT 287<br />

aus Gasdruck, PG, und Photonendruck, Pγ, im einfachsten Fall (ideales Gas plus Photonen) lautet:<br />

P = ρ<br />

˜µmH<br />

kT + a 4<br />

T<br />

3<br />

wobei ˜µ das mittlere Molekulargewicht ist.<br />

Die hier auftretende Energiedichte-Konstante (Photonen), a, ist nach dem Planckschen Gesetz<br />

a = π2 k 4<br />

15¯h 3 c 3 = 7.56 · 10−15 erg cm −3 K −4<br />

und es gilt für <strong>die</strong> Energiedichte der Photonen, ɛγ:<br />

ɛγ = aT 4<br />

und P = 1<br />

3 ɛγ<br />

für <strong>die</strong> Zustandsgleichung des Photonengases.<br />

(5.92)<br />

(5.93)<br />

(5.94)<br />

• ZUSATZ (ZUR ERINNERUNG)<br />

Der Druck eines Gemisches aus verschiedenen Atomen ist <strong>die</strong> Summe der Partialdrucke, und zwar unabhängig von deren<br />

Masse (beim idealen Gas)<br />

P = �<br />

Pi = kT �<br />

i<br />

i<br />

ni<br />

Bei der Umrechnung von <strong>Teil</strong>chendichte ni auf Materiedichte berücksichtigen wir den Masseanteil der Elektronen indem<br />

wir <strong>die</strong> Masse des neutralen Wasserstoffatoms, mH, als Einheit wählen und erhalten bei vollständiger Ionisation pro Atom<br />

Z Elektronen plus 1 Ion (Atomkern), also<br />

und<br />

n = ρ<br />

˜µmH<br />

1 �<br />

=<br />

˜µ<br />

i<br />

= � 1 + Zi<br />

ni = n � 1 + Zi<br />

i<br />

1 + Zi<br />

Ai<br />

xi<br />

Ai<br />

i<br />

Ai<br />

xi<br />

Die <strong>Teil</strong>chenzahlkonzentrationen der verschiedenen Atome, xi, sind physikalische Input Parameter und müssen aus unabhängigen<br />

Überlegungen gewonnen werden.<br />

Reiner, neutraler Wasserstoff hat ˜µ = 1, bei vollständiger Ionisation ist dagegen durch den Beitrag der Elektronen der<br />

Druck doppelt so groß: ˜µ = 1<br />

2 .<br />

Es ist für Hauptreihensterne<br />

˜µ −1 ≈ 2xH + 3<br />

4 xHe + 1<br />

2 xMetalle<br />

Für <strong>die</strong> Sonne liefert das heute, mit einem mittleren xHe = 0.36, für das mittlere Molekulargewicht ˜µ ≈ 0.645.<br />

Energie - Erzeugung und Wärmetransport<br />

Es ist also für <strong>die</strong> Zustandsgleichung von Sternen P = P (ρ, T ) zu setzen, und man muß zusätzlich zu ρ<br />

noch T kennen. Leider gibt es im allgemeinen keine einfache Relation T = T (ρ). Die Temperatur bestimmt<br />

sich i. a. aus der lokalen Erzeugung von thermischer Energie und ihrem globalem Abtransport.<br />

Diese Gleichungen können wie folgt geschrieben werden:<br />

(5.95)<br />

(5.96)<br />

(5.97)<br />

dL<br />

dr = 4πr2 ɛρ (5.98)<br />

dPγ<br />

dr<br />

= −ρκL(r)<br />

4πcr 2<br />

(5.99)<br />

Zusammen mit den Materialfunktionen, der Energie - Erzeugungsfunktion ɛ(ρ, T )ρ und der Opazität<br />

κ(ρ, T ) sind das 4 Gleichungen für <strong>die</strong> 4 unbekannten Grund - Funktionen P, m, L und T .

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