Политроп - Polytrope

Не путать с Многогранник.

Смотрите также: Политропный процесс

Нормированная плотность как функция длины шкалы для широкого диапазона показателей политропы

В астрофизика, а политроп относится к решению Уравнение Лейна – Эмдена в которой давление зависит от плотность в виде

${\displaystyle P=K\rho ^{(n+1)/n},}$

куда п давление, ρ это плотность и K это постоянный из соразмерность.^[1] Постоянная п известен как индекс политропы; обратите внимание, однако, что политропный индекс имеет альтернативное определение, как с п как показатель степени.

Это отношение не следует интерпретировать как уравнение состояния, в котором говорится п как функция как ρ, так и Т (в температура ); однако в частном случае, описанном уравнением политропы, существуют другие дополнительные отношения между этими тремя величинами, которые вместе определяют уравнение. Таким образом, это просто соотношение, которое выражает предположение об изменении давления с радиус в терминах изменения плотности с радиусом, что дает решение уравнения Лейна – Эмдена.

Иногда слово политроп может относиться к уравнению состояния, которое похоже на термодинамический отношение выше, хотя это потенциально сбивает с толку, и его следует избегать. Желательно ссылаться на жидкость сам (в отличие от решения уравнения Лейна – Эмдена) как политропная жидкость. Уравнение состояния политропной жидкости достаточно общее, чтобы такие идеализированные жидкости находили широкое применение за пределами ограниченной проблемы политропов.

Показатель политропы (политропы) эквивалентен давлению производная из объемный модуль ^[2] где его отношение к Уравнение состояния Мурнагана также был продемонстрирован. Следовательно, соотношение политроп лучше всего подходит для относительно низкого давления (ниже 10⁷ Па ) и высокого давления (более 10¹⁴ Па) условия, при которых производная по давлению модуля объемной упругости, эквивалентная индексу политропы, почти постоянна.

Примеры моделей по индексу политропы

Плотность (нормализованная к средней плотности) в зависимости от радиуса (нормализованная по внешнему радиусу) для политропа с индексом n = 3.

• Индекс п = 0 политроп часто используется для моделирования скалистые планеты также.^{[Почему? ]}
• Нейтронные звезды хорошо смоделированный политропами с индексом между п = 0.5 и п = 1.
• Политроп с индексом п = 1.5 хорошая модель для полностью конвективного звездные ядра^[3][4](как у красные гиганты ), коричневые карлики, гигантские газообразные планеты (подобно Юпитер ). С этим индексом показатель политропы равен 5/3, что является коэффициент теплоемкости (γ) для одноатомный газ. Для внутренней части газовых звезд (состоящих из ионизированный водород или же гелий ), это следует из идеальный газ приближение для естественная конвекция условия.
• Политроп с индексом п = 1.5 также хорошая модель для белые карлики малой массы, согласно уравнение состояния не-релятивистский дегенеративная материя.^[5]
• Политроп с индексом п = 3 является хорошей моделью для ядер белых карликов более высоких масс согласно уравнению состояния релятивистский дегенеративная материя.^[5]
• Политроп с индексом п = 3 обычно также используется для моделирования главная последовательность звезды как наш солнце, по крайней мере, в зона излучения, соответствующий Стандартная модель Эддингтона из звездная структура.^[6]
• Политроп с индексом п = 5 имеет бесконечный радиус. Это соответствует простейшей правдоподобной модели самосогласованной звездной системы, впервые изученной Артур Шустер в 1883 г., и точное решение.
• Политроп с индексом п = ∞ соответствует тому, что называется изотермический шар, это изотермический самогравитирующий шар газа, структура которого идентична структуре бесстолкновительной системы звезд типа шаровое скопление. Это связано с тем, что для идеального газа температура пропорциональна ρ^{1 / п}так бесконечно п соответствует постоянной температуре.

Как правило, по мере увеличения показателя политропы распределение плотности более сильно взвешивается к центру (р = 0) тела.

Рекомендации

1. Хоредт, Г. П. (2004). Политропы. Приложения в астрофизике и смежных областях, Дордрехт: Kluwer. ISBN  1-4020-2350-2
2. Веппнер, С. П., МакКелви, Дж. П., Тилен, К. Д. и Зелински, А. К., "Индекс переменного политропа, применяемый к моделям планет и материалов", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, Vol. 452, No. 2 (сентябрь 2015 г.), страницы 1375–1393, Oxford University Press, также можно найти по адресу arXiv
3. С. Чандрасекар [1939] (1958). Введение в изучение структуры звезды, Нью-Йорк: Дувр. ISBN  0-486-60413-6
4. К. Дж. Хансен, С. Д. Кавалер, В. Тримбл (2004). Звездное внутреннее пространство - физические принципы, структура и эволюция, Нью-Йорк: Springer. ISBN  0-387-20089-4
5. Сагерт, И., Хемпель, М., Грейнер, К., Шаффнер-Белич, Дж. (2006). Компактные звездочки для магистрантов. Европейский журнал физики, 27 (3), 577.
6. О. Р. Польс (2011 г.), Структура и эволюция звезд, Астрономический институт Утрехта, сентябрь 2011 г., стр. 64-68.

Смотрите также

• Политропный процесс
• Уравнение состояния
• Уравнение состояния Мурнагана