Astronomie II (online-kurs)
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KAPITEL 3. ENDSTADIEN DER STERNENTWICKLUNG 27<br />
Γ = 5/3 nichtrelativist. Gas<br />
(niedrige Dichten<br />
Γ = 4 3<br />
ultrarelativist. Gas<br />
(hohe Dichten)<br />
(<br />
=⇒ M ∼<br />
=⇒ M ∼<br />
K<br />
G<br />
) 3<br />
R −3<br />
( )3<br />
2<br />
K<br />
G ∼ MCh<br />
Chandrasekhar-Limit: M Ch ∼ 1.4M ⊙<br />
3.2 Zustandsgleichung<br />
Druck:<br />
Energiedichte:<br />
sc Fermi-Impuls:<br />
p = g ·<br />
4π 1<br />
(2π¯h) 3 3<br />
∫ ∞<br />
0<br />
dpp 3dǫ(p)<br />
dp n(p)<br />
∫∞<br />
4π<br />
u = g ·<br />
(2π¯h) 3 dpp 2 ǫ(p)n(p)<br />
Grenzfall T −→ 0 : Θ(p F − p)<br />
ρ = N ∫p F<br />
V = g · 4π<br />
(2π¯h) 3 dpp 2 =<br />
p F<br />
( 6π 2 ρ<br />
= ¯h<br />
g<br />
) 1/3<br />
0<br />
0<br />
g<br />
6π 2¯h 3p3 F<br />
hohe Dichte −→ hoher Fermi-impuls !<br />
Energie-Impuls-Beziehung:<br />
ǫ(p) = √ p 2 c 2 + m 2 c 4 − mc 2 =<br />
dǫ<br />
dp<br />
=<br />
{ p 2<br />
2m<br />
, nichtrelativistisch p ≪ mc<br />
pc, ultrarelativistisch p ≫ mc<br />
{<br />
p/m<br />
c<br />
(3.1)<br />
(3.2)<br />
Druck:<br />
Energiedichte:<br />
Polytrope Zustandsgleichung:<br />
{<br />
p =<br />
g 1<br />
6π 2¯h 3<br />
{<br />
u =<br />
g 1<br />
2π 2¯h 3<br />
5m p5 F<br />
c<br />
4 p4 F<br />
10m p5 F<br />
c<br />
4 p4 F<br />
P = Kρ Γ<br />
{<br />
5/3, nichtrelativistisch<br />
p = Γ =<br />
4/3, ultrarelativistisch