Уравнение Чандрасекара (Rjgfuyuny Cgu;jgvytgjg)

Перейти к навигации Перейти к поиску
Численное решения уравнения Чандрасекара

Уравне́ние Чандрасека́ра в астрофизике — безразмерная форма уравнения Пуассона для распределения плотности сферически-симметричной изотермической газовой сферы под действием собственной силы гравитации, названная по имени американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара.[1][2] Уравнение[3] имеет вид

где является безразмерным радиусом, связано с плотностью газовой сферы соотношением , где представляет плотность газа в центре. Уравнение не имеет известного явного решения. Если вместо изотермического вещества взять политропное, записанное уравнение будет представлять собой уравнение Лейна — Эмдена. Обычно изотермическое приближение применяется при описании ядра звезды. В таком случае уравнение решают с начальными условиями

Уравнение также возникает и в других областях физики, например, в разработанной Д. А. Франк-Каменецким теории теплового взрыва в замкнутой оболочке[англ.].

Вывод уравнения

[править | править код]

Для изотермической газовой звезды давление складывается из кинетического давления и давления излучения:

,

где

Уравнение для состояния равновесия звезды требует баланса между силой давления и силой гравитации:

где равно радиусу, измеряемому от центра, является гравитационной постоянной. Уравнение переписывается в виде

Точное и асимптотическое решения

Вводя преобразования

где  — плотность звезды в центральной части, получаем выражение

Граничные условия таковы:

При решение близко к

Ограничения модели

[править | править код]

Предположение об изотермичности сферы имеет некоторые недостатки. Хотя полученная при решении плотность изотермической газовой сферы уменьшается с удалением от центра, всё же уменьшение слишком медленное для того, чтобы получалась надёжно определяемая поверхность и масса сферы оказывалась конечной[4]. Можно показать, что при ,

,

где и являются постоянными величинами, которые можно получить при численном решении. Такое поведение плотности приводит к увеличению массы при возрастании радиуса. Следовательно, модель обычно пригодна для описания ядер звёзд, где температура приблизительно постоянна.

Особое решение

[править | править код]

Преобразование приводит уравнение к виду

Уравнение имеет особое решение вида

Следовательно, можно ввести новую переменную при этом уравнение для можно вывести:

Данное уравнение можно свести к уравнению первого порядка, вводя переменную

тогда

Другие варианты уравнения

[править | править код]

Уравнение можно привести к другому виду. Пусть

тогда

  • Если является решением уравнения Чандрасекара, то также является решением уравнения при произвольной константе .
  • Решения уравнения Чандрасекара, являющиеся конечными в начале координат, удовлетворяют условию при .

Примечания

[править | править код]
  1. Chandrasekhar, Subrahmanyan, and Subrahmanyan Chandrasekhar. An introduction to the study of stellar structure. Vol. 2. Courier Corporation, 1958.
  2. Chandrasekhar, S., and Gordon W. Wares. «The Isothermal Function.» The Astrophysical Journal 109 (1949): 551—554.http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1949ApJ...109..551C&defaultprint=YES&filetype=.pdf
  3. Kippenhahn, Rudolf, Alfred Weigert, and Achim Weiss. Stellar structure and evolution. Vol. 282. Berlin: Springer-Verlag, 1990.
  4. Poisson, Eric, and Clifford M. Will. Gravity: Newtonian, Post-Newtonian, Relativistic. Cambridge University Press, 2014.