Welche Art von Opazität sollte ich verwenden, wenn ich Sternstrukturen simuliere?

Ich versuche, die Entwicklung eines Sterns zu simulieren. Wie wir wissen, spielt die Opazität eine wichtige Rolle und hat viele Formen wie: frei-frei, gebunden-frei, gebunden-gebunden, Elektronenstreuung. Aber ich bin verwirrt über ihre ungefähre Formel und den Temperaturbereich, auf den sie angewendet werden können. Wenn ich die Temperatur, auf die sie angewendet werden, nicht begrenzen kann und wenn ich nicht die genaue angenäherte Formel davon verwende, ist die Simulation ungenau.

Was Sie tun müssen, hängt davon ab, was Sie tun möchten. Welchen Temperatur- und Metallizitätsbereich möchten Sie berücksichtigen? Das wird Ihnen sagen, was Sie tun müssen.
Ich verwende die Metallizitäten der Sonne. Und die Anfangstemperatur (Mitte) beträgt etwa 1e7~1e8.
In welchen Einheiten wird die Temperatur angegeben? Das kann doch nicht Kelvin sein...
Warum nicht Kelvin?
Oh, Entschuldigung, Sie sagten, das ist die Temperatur in der Mitte des Kerns. Was hast du bisher versucht? Welchen Massenbereich meinst du? Welche Formeln suchst du? Bitte geben Sie in Ihrer Frage so viele Details wie möglich an. So wie es derzeit ist, ist Ihre Frage etwas vage.
Im Inneren des Sterns wird es aufgrund der beteiligten Dichten und Temperaturen keine gebundenen Zustände von Atomen geben. Sie haben es nur mit einem Plasma aus Kernen und Elektronen zu tun. Gebundene Zustände existieren nur in der Sternatmosphäre.

Antworten (1)

Es gibt keine "Formel" für die Opazität, wenn Sie ein numerisches Modell eines Sterns konstruieren. Die Opazität ist wellenlängenabhängig und hängt auch von Zusammensetzung, Temperatur und Dichte ab, die jeweils eine Funktion des radialen Abstands vom Zentrum des Sterns sind.

Sternmodellierer verwenden " Opazitätstabellen ", die numerische Werte für gewichtete mittlere Opazitäten als Funktion von Zusammensetzung, Temperatur und Dichte angeben.

Für analytische Berechnungen wird oft die Annäherung gemacht, dass die mittlere Opazität grob dargestellt werden kann durch die Summe von: Kramers Opazität

κ ¯ = A 0 ρ T − 7 / 2   ,
Wo ρ ist Dichte, T ist Temperatur und A 0 eine zusammensetzungsabhängige Konstante ist; und Thomson-Streuung an freien Elektronen, die nur von der Anzahl freier Elektronen pro Kern im Gas und damit vom Massenanteil des Wasserstoffs abhängt.

Welche Art von Opazität sollte ich verwenden, wenn ich Sternstrukturen simuliere?
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