Какую непрозрачность следует использовать при моделировании звездной структуры?

Я пытаюсь смоделировать эволюцию звезды. Как мы знаем, непрозрачность играет важную роль и имеет множество форм, таких как: свободно-свободный, связанно-свободный, связанно-связанный, рассеяние электронов. Но меня смущает их приблизительная формула и диапазон температур, к которым они могут применяться. Если я не могу ограничить температуру, к которой они применяются, и если я не использую их точную приближенную формулу, моделирование будет неточным.

То, что вам нужно сделать, зависит от того, что вы хотите сделать. Какой диапазон температур и металличности вы хотите рассмотреть? Это скажет вам, что вам нужно сделать.
Я использую металличность Солнца. И начальная (центральная) температура составляет около 1e7~1e8.
В каких единицах измеряется температура? Конечно, это не может быть Кельвин...
Почему не по Кельвину?
О, извините, вы сказали, что это температура в центре ядра. что ты уже испробовал? Какой диапазон масс вы рассматриваете? Какие формулы вы рассматриваете? Пожалуйста, укажите как можно больше деталей в своем вопросе. В нынешнем виде ваш вопрос довольно расплывчатый.
Внутри звезды не будет никаких связанных состояний атомов из-за задействованных плотностей и температур. Вы просто имеете дело с плазмой ядер и электронов. Связанные состояния существуют только в звездной атмосфере.

Ответы (1)

Не существует «формулы» непрозрачности, если вы строите численную модель звезды. Непрозрачность зависит от длины волны, а также от состава, температуры и плотности, каждый из которых является функцией радиального расстояния от центра звезды.

Разработчики звездных моделей используют « таблицы непрозрачности », которые дают числовые значения средневзвешенных непрозрачностей в зависимости от состава, температуры и плотности.

Для аналитических расчетов часто делается приближение, согласно которому среднюю непрозрачность можно приблизительно представить суммой: Крамеровской непрозрачности

κ ¯ "=" А 0 р Т − 7 / 2   ,
где р плотность, Т это температура и А 0 константа, зависящая от состава; и томсоновское рассеяние на свободных электронах, которое как раз зависит от числа свободных электронов на ядро ​​в газе и, следовательно, от массовой доли водорода.

Какую непрозрачность следует использовать при моделировании звездной структуры?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v