2. Estructura mecànica (2016)

Apunte Catalán
Universidad Universidad de Barcelona (UB)
Grado Física - 3º curso
Asignatura Astrofísica i Cosmologia
Año del apunte 2016
Páginas 2
Fecha de subida 23/03/2016 (Actualizado: 26/05/2016)
Descargas 4
Subido por

Descripción

Apunts teoria astro

Vista previa del texto

Astrofísica i cosmología Primavera 2016 Laura Barrio Hernández 2. Estructura mecànica 2.1.
Equació de conservació de la massa ( ) ( ) El radi d’un estel varia diversos ordres de magnitud al llarg de la seva vida, mentre que la massa es manté relativament constant. Les reaccions termonuclears depenen de ρ i T, no del lloc on es produeixen a l’interior de l’estrella.
( ) ( ) ( ( ) ( ) ( ) ( ) ) 2.2.
( ( ) ) ( ) Conservació del moment Les úniques forces que actuen a l’interior de les estrelles són la gravetat i el gradient de pressió tèrmica de les partícules del material.
Sigui una capa esfèrica situada a una distància r del centre de l’estrella, amb una amplada dr infinitesimal, la força deguda a la pressió és: ; i la força deguda a la gravetat: L’acceleració de la capa es deriva de la suma de les forces que actuen: En equilibri hidrostàtic: Si Si l’estrella és estable ha d’haver-hi equilibri de forces i, per tant, no existeix transferència de moment entre les capes Hi ha equilibri hidrostàtic quan el terme d’inèrcia sigui nul, en aquelles circumstàncies que: | | | | | | | | Sempre que es verifiquin aquestes desigualtats, l’equació d’EHS és una aproximació excel·lent.
En aquestes condicions, l’estrella evoluciona a través d’una successió d’estats de quasiequilibri pròxims.
L’EHS es manté en la mesura que no hi hagi processos dinàmics dominants:   Una ràpida injecció d’energia pot portar a l’expansió de certes regions o de tota l’estrella.
Un refredament massa ràpid pot portar a una contracció de ceres regions de l’estrella.
Conservació del moment en funció de m: El camp gravitatori i les equacions de conservació donen una descripció mecànica de l’interior estel·lar.
Astrofísica i cosmología Primavera 2016 2.3.
Laura Barrio Hernández Equació d’estat: cas del gas ideal (=5.2) L’equació d’estat descriu les propietats microscòpiques de la matèria per a unes condicions de densitat, temperatura i composició donades.
Equació d’estat del gas ideal: k = 1.38·10-6 erg/K R = 8.315·107 erg/gK μ: massa de la partícula en unitats de massa atòmica Quan menor és el nombre atòmic, major nombre de partícules hi ha per unitat de volum i, per tant, major és la pressió del gas.
Als interiors estel·lars: T>105 K, <ρ>=1g/cm3  Energia cinètica mitjana partícules >> energia per ionitzar-les totalment.
La separació típica entre nuclis és molt més gran que la seva grandària:   Les forces electromagnètiques entre ions són menyspreables.
Gas d’un interior estel·lar=gas ideal ( 2.4.
) Barreja de gasos ideals Una barreja de gasos ideals pot ser tractada com un gas d’un sol element.
xi: fracció de massa.
μi: massa atòmica (en unitats de massa atòmica).
Zi: càrrega.
ni: densitat numèrica.
∑ ∑ ∑ ∑ μ: massa atòmica mitjana de la barreja de gasos ∑ Pressió total del gas: ∑ Massa molecular per ió: Pes molecular per electró: ∑ ∑ Massa molecular mitjana d’un gas totalment ionitzat en funció de la fracció màssica: (no aplicable a atmosferes estel·lars) ...