Gwiazda jako kula gazowa
6 Kwi 2005r. w Budowa Gwiazd napisał/a Marcin SzulcW drugiej połowie XIX wieku amerykański badacz J. Homer Lane i niemiecki fizyk A. Ritter zajęli się po raz pierwszy zagadnieniami związanymi z budową wnętrza gwiazd, podstawowe jednak znaczenie dla dalszego rozwoju badań w tym kierunku miała praca niemieckiego fizyka R. Emdena (1907) Kule gwiazdowe (Gaskugeln).
W drugiej połowie XIX wieku amerykański badacz J. Homer Lane i niemiecki fizyk A. Ritter zajęli się po raz pierwszy zagadnieniami związanymi z budową wnętrza gwiazd, podstawowe jednak znaczenie dla dalszego rozwoju badań w tym kierunku miał praca niemieckiego fizyka R. Emdena (1907) Kule gwiazdowe (Gaskugeln). Eden zakładał, że gwiazda zbudowana jest z gazu doskonałego, dla którego spełnione jest równanie Clapeyrona
gdzie P oznacz ciśnienie, V - objętość, T - temperaturę liczoną od zera absolutnego, a R jest wielkością stałą. Jeżeli przez n oznaczymy liczbę cząsteczek w przy ciśnieniu 760 mm i temperaturze 0oC (liczba Loschmidta) to otrzymamy wyrażenie:
gdzie ρ oznacza gęstość, H - masę atomu wodoru, a μ - ciężar cząsteczkowy gazu. Wzór przybiera wtedy postać
gdzie iloraz R/n oznaczony przez k, nosi nazwę stałej Boltzmanna.
Równanie nosi nazwę równania gazów doskonałych i znajduje zastosowanie w badaniach teoretycznych wnętrza gwiazd. Tworząc teorię budowy gwiazdy jako kuli gazowej, szukamy warunków, w jakich gwiazda może być w równowadze mechanicznej i w ten sposób trwale istnieć. Równowaga ta będzie istniała, jeżeli napór ten w miarę przesuwania się ku środkowi gwiazdy wzrasta, wskutek tego równoważące go ciśnienie też wzrasta, a to pociąga za sobą wzrost gęstości i temperatury materii gwiazdowej. W środku kuli gazowej spełniony jest warunek:
Już z rachunków Lane'a wynikało, że we wnętrzu gwiazdy panuje temperatura wielu milionów kelwinów. Analogiczny wniosek wynikał z rozważań Emdena nad budową kul gazowych.
Spośród zagadnień związanych z budową wnętrza gwiazd czołowe miejsce zajął w pierwszym dwudziestoleciu XX wieku problem przenoszenia energii od środka gwiazdy ku warstwom zewnętrznym. W pierwszych teoriach, jak np. u Lanea i Emdena, za główny sposób przenoszenia energii uważano konwekcję. Już jednak w roku 1906 K. Schwarzschild wypowiedział sąd, że w atmosferach gwiazdowych energia przenosi się przez promieniowanie, wprowadzając pojęcie równowagi promienistej, polegającej na tym, że do danego elementu objętościowego, w którym nie ma źródeł energii, tyleż energii wpływa pod postacią promieniowania, ile z niego wypływa.
W roku 1913 fizyk polski Cz. Białobrzeski zwrócił uwagę na to, że we wnętrzu gwiazdy należy uwzględniać oprócz ciśnienia gazowego jeszcze ciśnienie promieniowania, wyrażające się wzorem
gdzie
W powyższym wzorze σ oznacza stałą z wzoru Stefana, a c - prędkość światła. Białobrzeski wyprowadził zależność ciśnienia promieniowania od masy gwiazdy.
Niezależnie od Białobrzeskiego tym samym zagadnieniem zajął się w 1916 roku astronom angielski A. Eddington, rozciągając pojęcie równowagi promienistej na całą gwiazdę. Opracował on pierwszą nowoczesną teorię budowy wnętrza gwiazd, opartą na znanych wówczas wiadomościach z teorii budowy atomu. Jako główne zagadnienie do rozwiązania postawił on problem: W jaki sposób temperatura lub stopień wypływu promieniowania z gwiazdy zależny jest od jej masy i promienia.
W pierwotnych teoriach występowały trudności, jak pogodzić ze stanem gazowym gwiazdy w całej objętości fakt istnienia u gwiazd dużej średniej gęstości, która w całej objętości fakt istnienia u gwiazd dużej średniej gęstości, która w przypadku Słońca jest 1,4 razy większa od gęstości wody. Wyjaśnił to dopiero Eddington, który zwrócił uwagę na to, że w wysokich temperaturach, panujących we wnętrzu gwiazd, jonizacja atomów jest tak daleko posunięta, że pozostałe po oderwaniu jądra atomowe lżejszych pierwiastków i jony cięższych pierwiastków z powłokami elektronowymi położonymi blisko jąder atomowych mają tak małe rozmiary, że odległości między poszczególnymi cząstkami, stanowiącymi wnętrze gwiazdy, są duże w porównaniu z ich rozmiarami, wskutek czego można do nich stosować prawa gazów doskonałych. Potwierdzeniem tego było u Eddingtona stwierdzenie faktu, że zarówno masy olbrzymów, jak i gwiazd głównego ciągu układały się dobrze wzdłuż krzywej, wyrażającej zależność masy od wielkości absolutnej. Krzywa ta została po raz pierwszy wyprowadzona przez Eddingtona w roku 1924.
Z obliczeń Eddingtona wynikało, że w środku Słońca temperatura wynosiła 40 000 000 K, przy gęstości 76 g/cm3. Wiemy obecnie, że temperatura środka Słońca obliczona przez Eddingtona okazała się blisko trzykrotnie wyższa od przyjmowanej przez najnowsze teorie budowy wnętrza Słońca.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
PV = RT
gdzie P oznacz ciśnienie, V - objętość, T - temperaturę liczoną od zera absolutnego, a R jest wielkością stałą. Jeżeli przez n oznaczymy liczbę cząsteczek w przy ciśnieniu 760 mm i temperaturze 0oC (liczba Loschmidta) to otrzymamy wyrażenie:
V = μHn/ρ
gdzie ρ oznacza gęstość, H - masę atomu wodoru, a μ - ciężar cząsteczkowy gazu. Wzór przybiera wtedy postać
P =(Rρ/nHμ)*T = kρT/Hμ
gdzie iloraz R/n oznaczony przez k, nosi nazwę stałej Boltzmanna.
Równanie nosi nazwę równania gazów doskonałych i znajduje zastosowanie w badaniach teoretycznych wnętrza gwiazd. Tworząc teorię budowy gwiazdy jako kuli gazowej, szukamy warunków, w jakich gwiazda może być w równowadze mechanicznej i w ten sposób trwale istnieć. Równowaga ta będzie istniała, jeżeli napór ten w miarę przesuwania się ku środkowi gwiazdy wzrasta, wskutek tego równoważące go ciśnienie też wzrasta, a to pociąga za sobą wzrost gęstości i temperatury materii gwiazdowej. W środku kuli gazowej spełniony jest warunek:
Pc = k ρc Tc/μ
(H = 1)
Już z rachunków Lane'a wynikało, że we wnętrzu gwiazdy panuje temperatura wielu milionów kelwinów. Analogiczny wniosek wynikał z rozważań Emdena nad budową kul gazowych.
Spośród zagadnień związanych z budową wnętrza gwiazd czołowe miejsce zajął w pierwszym dwudziestoleciu XX wieku problem przenoszenia energii od środka gwiazdy ku warstwom zewnętrznym. W pierwszych teoriach, jak np. u Lanea i Emdena, za główny sposób przenoszenia energii uważano konwekcję. Już jednak w roku 1906 K. Schwarzschild wypowiedział sąd, że w atmosferach gwiazdowych energia przenosi się przez promieniowanie, wprowadzając pojęcie równowagi promienistej, polegającej na tym, że do danego elementu objętościowego, w którym nie ma źródeł energii, tyleż energii wpływa pod postacią promieniowania, ile z niego wypływa.
W roku 1913 fizyk polski Cz. Białobrzeski zwrócił uwagę na to, że we wnętrzu gwiazdy należy uwzględniać oprócz ciśnienia gazowego jeszcze ciśnienie promieniowania, wyrażające się wzorem
pr = 1/3*aT4
gdzie
a = 4σ/c
W powyższym wzorze σ oznacza stałą z wzoru Stefana, a c - prędkość światła. Białobrzeski wyprowadził zależność ciśnienia promieniowania od masy gwiazdy.
Niezależnie od Białobrzeskiego tym samym zagadnieniem zajął się w 1916 roku astronom angielski A. Eddington, rozciągając pojęcie równowagi promienistej na całą gwiazdę. Opracował on pierwszą nowoczesną teorię budowy wnętrza gwiazd, opartą na znanych wówczas wiadomościach z teorii budowy atomu. Jako główne zagadnienie do rozwiązania postawił on problem: W jaki sposób temperatura lub stopień wypływu promieniowania z gwiazdy zależny jest od jej masy i promienia.
W pierwotnych teoriach występowały trudności, jak pogodzić ze stanem gazowym gwiazdy w całej objętości fakt istnienia u gwiazd dużej średniej gęstości, która w całej objętości fakt istnienia u gwiazd dużej średniej gęstości, która w przypadku Słońca jest 1,4 razy większa od gęstości wody. Wyjaśnił to dopiero Eddington, który zwrócił uwagę na to, że w wysokich temperaturach, panujących we wnętrzu gwiazd, jonizacja atomów jest tak daleko posunięta, że pozostałe po oderwaniu jądra atomowe lżejszych pierwiastków i jony cięższych pierwiastków z powłokami elektronowymi położonymi blisko jąder atomowych mają tak małe rozmiary, że odległości między poszczególnymi cząstkami, stanowiącymi wnętrze gwiazdy, są duże w porównaniu z ich rozmiarami, wskutek czego można do nich stosować prawa gazów doskonałych. Potwierdzeniem tego było u Eddingtona stwierdzenie faktu, że zarówno masy olbrzymów, jak i gwiazd głównego ciągu układały się dobrze wzdłuż krzywej, wyrażającej zależność masy od wielkości absolutnej. Krzywa ta została po raz pierwszy wyprowadzona przez Eddingtona w roku 1924.
Z obliczeń Eddingtona wynikało, że w środku Słońca temperatura wynosiła 40 000 000 K, przy gęstości 76 g/cm3. Wiemy obecnie, że temperatura środka Słońca obliczona przez Eddingtona okazała się blisko trzykrotnie wyższa od przyjmowanej przez najnowsze teorie budowy wnętrza Słońca.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
20.03.2023, 13:42