709
edits
Difference between revisions of "Bloc 2. Estructura estel·lar"
From Potatopedia
Bloc 2. Estructura estel·lar (view source)
Revision as of 15:51, 27 September 2021
, 15:51, 27 September 2021Fi de la classe
(Partial save) |
(Fi de la classe) |
||
| Line 332: | Line 332: | ||
La pressió total del gasvindrà donada per: | La pressió total del gasvindrà donada per: | ||
$$ | $$P_{gas} = \frac{R}{\mu} \rho T$$ | ||
on $\frac{1}{\mu} = \frac{1}{\mu_{io}} + \frac{1}{mu_e}$ és el pes molecular mig. | on $\frac{1}{\mu} = \frac{1}{\mu_{io}} + \frac{1}{mu_e}$ és el pes molecular mig. | ||
| Line 352: | Line 352: | ||
Com $P = 1/3 U$ (cas relativista), la pressió de radiació dels fotons és: | Com $P = 1/3 U$ (cas relativista), la pressió de radiació dels fotons és: | ||
$$P =\frac{1}{3} a T^4$$ | $$P =\frac{1}{3} a T^4$$ | ||
=== Pressió mixta de gas i radiació === | |||
$$P = P_{rad} + P_{gas} = P_{rad} + P_{ions} + P_{e^-}$$ | |||
$P_{e^-}$ es pot substituir per $P_{deg}$. | |||
Aleshores, la suma es pot expressar com (sumant les eqs. deduïdes anteriorment, límit clàssic): | |||
$$P = \frac{1}{3} a T^4 + \frac{\mathcal{R}}{\mu} \rho T$$ | |||
(Estels de neutrons són com nanes blanques però la pressió de degeneració aguanta l'estel.) | |||
Existeix una altra font de pressió: la pressió de degeneració $P_{deg}$. | |||
=== El gas degenerat === | |||
1838 (Bessel): mitjançant paralaxis, troba la distància a l'estel Sirius (approx. 2.64 pc). La trajectòria no es tracta d'una línia recta. Conclou que Sirius és sistema binari i dedueix període orbital (50 anys, avui sabem que és 49.9 anys). | |||
1862: millora instrumental. Se'n determina la lluminositat de l'estel company: $L_{Sirius B} \approx 0.03 L_\odot \approx \frac{1}{1000} L_{Sirius A}$. També es dedueixen paràmetres orbitals. | |||
50 anys més tard: al Mt. Wilson Observatory (Pasadena, California) s'obté espectre de Sirius B. Per la baixa brillantor s'esperava estel fred i vermell. Però no, resulta ser estel calent (blau-blanc), emetent fortament en l'UV (típic estel jove, brillant i gros). $T_{Sirius B} \approx 27000 \text{ K}$, mentre que $T_{Sirius A} \approx 9900 \text{ K}$. | |||
Llei d'Stefan-Boltzmann: $L = 4 \pi R^2 \sigma T^4$ amb $\sigma$ una constant. | |||
Donades les observacions, $R_{Sirius B} \approx 0.008 R_{\odot}. | |||
Prenent $M_{Sirius B} \approx 1.0 M_\odot$: $\rho_{Sirius B} \approx 3 \times 10^6 g cm^{-3}$. Com és això? Ho veurem a la següent classe :) | |||
[[Category:Astrofísica i cosmologia]] | [[Category:Astrofísica i cosmologia]] | ||
