Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Климишин И.А. -> "Ударные волны в оболочках звезд" -> 11

Ударные волны в оболочках звезд - Климишин И.А.

Климишин И.А. Ударные волны в оболочках звезд — М.: Наука, 1984. — 216 c.
Скачать (прямая ссылка): udarnievolnivobolochkahzvezd1984.djvu
Предыдущая << 1 .. 5 6 7 8 9 10 < 11 > 12 13 14 15 16 17 .. 95 >> Следующая

переходы водорода и гелия не играют существенной роли. 2) Коэффициент
поглощения при свободно-свободных переходах водорода и гелия зависит от
температуры и плотности так же, как и для связанно-свободных переходов
тяжелых элементов, однако численно он значительно меньше. Поэтому, если
только содержание тяжелых
Рис. 8. Диаграмма температура - плотность для процессов, определяющих
непрозрачность:^ - рассеяние на свободных электронах (при Er>Eq), Б -
связанносвободные и свободно-свободные переходы (?/? <Eq) , В -
теплопроводность вырожденного газа электронами; заштрихована область
ионизации, область Г соответствует состоянию внешних неионизованных слоев
оболочек звезд, вдоль прерывистой
линии осуществляется условие г =--------.
ЪТ ЪТ
Рис. 9. Схема зависимости непрозрачности к от температуры при заданной
плотности р.
25
Рис. 10. Зависимость непрозрачности от температуры и плотности для
чистого водорода.
элементов Z порядка 2% или более, поглощение, вызываемое связанно-
свободными переходами тяжелых элементов, превосходит поглощение,
обусловленное свободно-свободными переходами водорода и гелия, и лишь при
Z <С 0,005 превалируют эти последние. Свободно-свободными переходами для
смеси тяжелых элементов можно пренебречь, поскольку они малоэффективны по
сравнению со связанно-свободными переходами.
Непрозрачность, обусловленная рассеянием на свободных электронах,
определяется известным выражением
ке = 0,20(1 +Х)см2/г. (4.6)
Она, как это видно из рис. 8, становится существенной при малых
плотностях и высоких температурах.
Влияние поглощения в линиях на величину непрозрачности подробно
проанализировано А.Н. Коксом (1970). В частности, при температуре Т = 5 •
104 К учет поглощения в линиях увеличивает при р= 10~7 г/см3
непрозрачность в 1,6 раза, при р = 10~4 г/см' - почти в три раза.
К настоящему времени уже проведены достаточно надежные расчеты
неп|х>зрачности к для различных смесей (химического состава) вещества и
широких интервалов температуры и плотности. Большую известность получили
таблицы непрозрачностей Кокса (A.N. Сох, J.N. Stewart,
D.D. Eilers, 1965; A.N. Сох, J.E. Tabor, 1976), которые чаще других
используются при расчетах моделей звезд и их атмосфер. При этом в память
ЭВМ вводятся таблицы значений к для начальной смеси и одной или
нескольких смесей с уменьшенным содержанием тех элементов, концентрация
которых в результате термоядерных реакций уменьшается. Путем линейной
интерполяции величины lg к относительно Ig р и Ig Г непрозрачность в
промежуточных точках рассчитывается с точностью до 10-15%.
Как оказалось, при определенной плотности р непрозрачность зависит от
температуры весьма сложным образом (рис. 9). Так, на участке AS с
увеличением Г она возрастает вследствие увеличения числа свободных
электронов и ионов благодаря все усиливающейся ионизации вещества. На
участке ВС величина к определяется в основном связанно-свободными и
свободно-свободными переходами (они как раз и описываются формулами
Крамерса) и с ростом Т она уменьшается. Участок CD соответствует
подавляющей роли электронного рассеяния, здесь к ъ const.
Однако запись непрозрачности в виде таблиц непригодна для каких-либо
аналитических исследований. Поэтому многие авторы стремились
26
= 10"5 г/см3 для следующего химического состава: 1-Х =
= 1,0; 2-Х = 0,5, Y = 0,4, Z = = 0,1; 3-Х = 0,5, Y = 0,49999', Z =
0,00001; 4 - X " 0,0,
Рис. 11. Зависимость непрозрач-
ности температуры при р = (см2/г;
10"5 г/см3
где к0/ я? и s - постоянные. Так, А.В. Тутуков, Л.Р. Юн-гельсон и А.Я.
Кляйман (1973) при расчете строения
р и 7" в виде приближенной
формулы
представить зависимость непрозрачности к от параметров
Y = 0,9, Z = 0,1; 5 - X = 0,0,
к = к0ртТ s, (4.7)
Y = 0,99999, Z = 0,00001.
/
оболочек горячих звезд для ... i ,
химического состава, изме- 4,о и,5 5Уо 5Щ5 igr(K)
няющегося в пределах от X =
= 0,602, Z = 0,044 до X = 0, Z = 0,044, использовали для таблиц Кокса
следующие интерполяционные формулы:
Первая из них достаточно хорошо описывает непрозрачность при Г<104 К,
вторая - при 104 < 2 * 106 К.
На рис. 10 приведена зависимость к от параметров р и Т для чистого
водорода, взятая из работы A.N. Сох, J.E. Tabor (1976). На рис. 11 по
данным тех же авторов показана такая же зависимость к от Г для плотности
р = 10~5 г/см3. Как видно, при Т ^ 10s К коэффициент непрозрачности к
изменяется с ростом температуры примерно одинаковым образом. При Г ^ 105
К уменьшение содержания водорода до X - 0,5 (на самом деле - до X " 0,2)
лишь незначительно влияет на экстремальное значение к, хотя и заметно
изменяет наклон кривой участка ВС на рис. 9. При X -*0 величина к в
интервале температур от 4 • 103 до 105 К на полтора - два порядка ниже,
чем при X = 1. При этом увеличение количества тяжелых элементов Z до 0,1
приводит к возрастанию к в несколько раз.
Конечно, в определенном интервале плотностей и температур непрозрачность
к можно представить в виде (4.7), выбирая из таблицы непрозрачностей для
Предыдущая << 1 .. 5 6 7 8 9 10 < 11 > 12 13 14 15 16 17 .. 95 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed