![Na pervuyu stranicu](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 4.1 Perenos izlucheniya pri ... | Oglavlenie | 4.3 Povedenie plotnosti i ... >>
4.2 Koefficient teploprovodnosti. Rosselandovo srednee
Zaimemsya vazhnoi dlya teorii zvezd zadachei -- opredelim koefficient teploprovodnosti.
yavlyaetsya funkciei tol'ko temperatury. Pust' temperatura menyaetsya
vdol' koordinaty
-- lyubaya os' v prostranstve, i
-- ugol
mezhdu osyami
. Togda
![$\displaystyle {dF_{\nu\;\rm eq}(x)\over dx}={dF_{\nu\;\rm eq}\over dT}\,{dT\over dx}
={dF_{\nu\;\rm eq}\over dT}\,{dT\ \over dz}\cos \Theta,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img819.gif)
![$ dF_{\nu\;\rm eq}/dx$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img820.gif)
![$ \Theta$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img335.gif)
![$\displaystyle F_\nu(\Theta,\;x)=F_{\nu\;\rm eq}(x)-l\,{dT\over dz}\,
{dF_{\nu\;\rm eq}\over dT}\,\cos \Theta.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img821.gif)
![$ z$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img752.gif)
![$\displaystyle H_z=\int F_\nu\cos \Theta\, d\Omega\, d\nu\;[$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img822.gif)
![$\displaystyle ^2].
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img823.gif)
![$ d \Omega$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img73.gif)
![$ F_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img598.gif)
![$ H_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img824.gif)
![$\displaystyle H_z=\int F_{\nu\;\rm eq}\cos\Theta \,d\Omega\, d\nu-{dT\over dz}\int l_\nu{dF_{\nu\;\rm eq}
\over dT}\cos^2\Theta \,d\Omega\, d\nu.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img825.gif)
Vezde nizhe budem pisat' , ponimaya pod etim
. Pervyi chlen v
pravoi chasti uravneniya posle integrirovaniya po
obrashaetsya v nol', a vo
vtorom zavisimost'
dast
. V itoge polnyi potok raven
![$\displaystyle H_z=-{dT\over dz}\,{4\pi\over 3}\int l_\nu\,{dB_\nu\over dT}\,d\nu,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img829.gif)
![$ {4\pi\over 3}\int l_\nu\,{dB_\nu\over dT}\,d\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img830.gif)
![$ \nabla T$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img831.gif)
![$ H_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img824.gif)
![$\displaystyle \varepsilon_r={4\pi\over c}\int B_\nu d\nu.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img832.gif)
![$\displaystyle \int {dB_\nu\over dT}\,d\nu={d\over dT}\,{c\varepsilon_r\over 4\pi}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img833.gif)
![$\displaystyle <\!\!l\!>=l_{Ross}={\int l_\nu\,{dB_\nu\over dT}\,d\nu\over \int {dB_\nu\over dT}\,d\nu}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img834.gif)
![$\displaystyle H_z=-{dT\over dz}\,l_{Ross}\,{4\pi\over 3}\,{c\over 4\pi}\,{d\varepsilon_r\over
dT}=-l_{Ross}\,{c\over 3}\,{d \varepsilon_r\over dz}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img835.gif)
![$ \vec H=-D\nabla \varepsilon_r$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img836.gif)
![$ D=cl/3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img837.gif)
![$ h\nu\approx 4kT$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img838.gif)
V opticheski tolstom tele s istochnikom tepla vnutri voznikaet gradient temperatury, i potok tepla opredelyaetsya zonami prozrachnosti. Opticheski tonkii goryachii sloi izluchaet (po zakonu Kirhgofa) to zhe, chto on pogloshal by pri vneshnem obluchenii. Takim obrazom, bol'she vsego takoi sloi izluchaet tam, gde velika neprozrachnost', naprimer v liniyah.
P r i m e r y. 1. Pust' imeetsya tol'ko tomsonovskoe rasseyanie, t.e.
. Chemu ravno
? Ochevidno,
, tak kak
ne
zavisit ot
.
2. Pust' neprozrachnost'
zadana v vide grebenki
(ris. 21) s dlinoi zubcov
i shirinoi zubcov, ravnoi rasstoyaniyu mezhdu nimi. Togda, ochevidno,
, t.e. v zadachah perenosa izlucheniya ves' potok postupaet
v ``oknah bol'shei prozrachnosti'' (otvet ne zavisit ot
!). V zadachah ob izluchenii
opticheski tonkoi plazmy vse opredelyaetsya verhushkami grebenki, gde veliko pogloshenie
i veliko izluchenie.
V pervom priblizhenii takaya grebenka (tol'ko s razlichnoi shirinoi zubcov i promezhutkov) mozhet imitirovat' uchet poglosheniya v liniyah pri perenose izlucheniya.
3. Naidem dlya tormoznogo poglosheniya. Imeem
![$\displaystyle l_\nu\sim\sqrt{T}\,{\nu^3\over {1-e^{-h\nu/kT}}}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img846.gif)
![$ x=h\nu/kT$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img847.gif)
![$\displaystyle l_\nu\sim T^{7/2}\,x^3\,{e^x\over {e^x-1}},\quad B_\nu\sim\nu^3\,{1\over {e^x-1}}
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img848.gif)
![$\displaystyle {dB_\nu\over dT}\sim {\nu^4\over T^2}\,{e^x\over {(e^x-1)}^2}\sim T^2x^4\,{e^x\
\over {(e^x-1)}^2}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img849.gif)
![$\displaystyle \varkappa_{f\!f}={7\cdot 10^{22}\rho\over T^{7/2}}\,\left(\sum {X_iZ_i^2\over A_i}
\right)\,\left(\sum {X_iZ_i\over A_i}\right)
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img850.gif)
Kak i ran'she,
![$\displaystyle \vec H=-{c\over 3\varkappa_{f\!f}\rho}\,\nabla \varepsilon_r.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img851.gif)
![$ \varkappa_{f\!f}=\varkappa_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img852.gif)
![$ h\nu/kT=6$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img853.gif)
![$ dB_\nu/dT$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img854.gif)
![$ x\approx 4$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img855.gif)
![$ 1/a'_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img733.gif)
![$ a'_\nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img718.gif)
Zametim, chto v formulu dlya neprozrachnosti vhodit otnoshenie
. S
drugoi storony, kak my pokazali ranee,
, prichem eto otnoshenie
opredelyaetsya massoi zvezdy. Takim obrazom, v pervom priblizhenii, prenebregaya
razlichiem
i
, poluchim, chto
proporcional'na
i
tozhe odnoznachno zavisit ot massy zvezdy.
Esli v neprozrachnosti vazhny oba mehanizma, to
(ne zabyvaite, chto usrednyaem
). V kachestve
uprazhneniya podschitaite v etom sluchae
. Mozhno pokazat', chto
![$\displaystyle \varkappa_{Ross}=\varkappa_{\mbox{\sc t}}\,f(\rho/T^{7/2}).
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img865.gif)
Ne nado preuvelichivat' tochnost' vseh etih raschetov. Vse, chto my govorili, spravedlivo
dlya vodorodnoi plazmy, no dlya real'nogo zvezdnogo veshestva sushestvenna rol' tyazhelyh
elementov. Naprimer, dlya zheleza energiya svyazi poslednih -elektronov poryadka
9 keV i stepen' ionizacii ego menyaetsya s glubinoi. Vse okazyvaetsya gorazdo slozhnei.
Neobhodimo uchityvat' mnogie processy: svobodno-svyazannye, svyazanno-svyazannye
(linii) i dr. V etoi knige daetsya lish' obshaya fizicheskaya kartina, obshee predstavlenie,
a ne tochnye metody rascheta. Odin vopros o teploprovodnosti, rassmatrivaemyi v
sovremennyh stat'yah, mozhet byt' predmetom celogo kursa. Nastoyashii kurs pozvolit
nachat' chtenie original'nyh statei, no nikak ne zamenit ih.
<< 4.1 Perenos izlucheniya pri ... | Oglavlenie | 4.3 Povedenie plotnosti i ... >>
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy
Publikacii so slovami: Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |