Warum nimmt der Adiabatenexponent an den Ionisationszonen ab?

Kontext sind die Ionisationszonen in Sternatmosphären oder -innenräumen, zum Beispiel der Sonne.

Der Adiabatenexponent ist das Wärmekapazitätsverhältnis:

γ = c P c v = C P C v

Und für ein ideales Gas kann man das zeigen γ = ( f + 2 ) / f wo f sind die Freiheitsgrade. Ergebend γ ≈ 1.66 .

Im größten Teil des Sonneninneren, γ ∼ 1.66 aber es zeigt Einbrüche, wenn Ionisation vorhanden ist, wie die H-, HeI- und HeII-Ionisationszonen. Meine Frage ist, warum passiert das?

Ich dachte, es könnte daran liegen, dass bei der Ionisierung die Wärme zur Ionisierung von Atomen verwendet wird, anstatt die Temperatur zu erhöhen, und daher die Wärmekapazität in diesen Regionen größer wäre. Aber, weil die γ das Verhältnis zwischen den Wärmekapazitäten ist, funktioniert das Argument nicht.

Irgendein Vorschlag?

Ich bin mir nicht sicher, ob ich verstehe, was Sie fragen. Ja, γ ist im Allgemeinen keine Konstante, wenn es um Ionisationsprozesse geht.
@AtmosphericPrisonEscape - Meine Frage ist, warum die Ionisationsprozesse den Wert von beeinflussen γ , insbesondere warum unterdrücken sie es? Ich habe es in der Frage auch klargestellt.
Ich glaube, es liegt an der EM-Interaktion. Vielleicht möchten Sie das überprüfen.

Antworten (1)

Es passieren zwei Dinge. (1) Wenn Sie einem Gas, das sich an der Schwelle zur Ionisierung befindet oder teilweise ionisiert ist, Wärme zuführen, geht ein Teil dieser Wärme in die Ionisierung über. Dies bedeutet, dass eine viel größere Energiemenge benötigt wird, um einen Temperaturanstieg zu erzeugen. (2) Wenn das Gas jedoch ionisiert wird, nimmt auch die Anzahl der Teilchen pro Masseneinheit zu und damit steigt der Druck bei einer gegebenen Temperatur. Der Nettoeffekt ist das C v (Wärmekapazität für ein festes Volumen) steigt um mehr als C P (Wärmekapazität bei festem Druck) und damit nimmt der Adiabatenindex ab.

Es ist eine knifflige und detaillierte Berechnung, um herauszufinden, wie C v und C P ändern sich mit fortschreitender Ionisierung. Eine Beispielrechnung für reines Wasserstoffgas findet sich auf den Seiten 123-126 von "Principles of stellar evolution and nucleosynthesis" (1983, D. Clayton). Beide C v und C P steigen drastisch (um den Faktor 30-40) an, wenn die Ionisierung zunimmt, wobei beide bei etwa 50% Ionisierung ihren Höhepunkt erreichen, bevor sie auf genau das Doppelte ihrer gewerkschaftlichen Werte zurückfallen, sobald das Gas vollständig ionisiert ist (wenn es sich nur wie ein einatomiges perfektes Gas verhält, aber mit doppelt so viel Anzahl der Teilchen pro Masseneinheit). Allerdings ist das Verhalten von C v und C P sind etwas anders, C P steigt um weniger als C v , und so das Verhältnis von C P / C v ändert und durchläuft ein Minimum bei etwa 50 % Ionisierung, bevor es nach vollständiger Ionisierung wieder den standardmäßigen einatomigen Gaswert erreicht.

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