Structure stellaire

Le modèle utilisé généralement le plus simple de la structure stellaire est le modèle quasistatique sphériquement symétrique, qui suppose qu'une étoile est très proche d'un état de l'équilibre , et que c'est le sphériquement symétrique. Il contient quatre équations de premier ordre de base : deux représentent comment la matière et la pression varient avec le rayon ; deux représentent comment la température et la luminosité varient avec le rayon.

Pour le transport conducteur de luminosité, les équations de matière-pression (ou hydromécanique), dans les coordonnées eulériennes sont : $de - {\ mbox {d} P \ au-dessus de \ mbox {d} r} = {G m \ rho \ au-dessus de r^2}$ $de {\ mbox {d} m \ au-dessus de \ mbox {d} r} = 4 \ pi r^2 \ rho$

et les équations de température-luminosité sont : $de - k {\ mbox {d} T \ au-dessus de \ mbox {d} r} = {l \ plus de 4 \ pi r^2}$ $de {\ mbox {d} l \ au-dessus de \ mbox {d} r} = 4 \ pi r^2 \ rho (\ - d'epsilon \ epsilon_ \ NU)$

là où le r est la distance du centre d'étoile, le m (r) est la masse cumulative à l'intérieur de d'une sphère du r de rayon centré au centre d'étoile, le P (r) est toute la pression (matière plus le rayonnement), ρ de (r) est la densité , le l de de matière (r) est la luminosité (photons) au r , le k est la conductivité thermique , le T de (r) est la température, l'identique assumé pour la matière et les photons, ε de (r) est la luminosité produite (des réactions nucléaires) par masse d'unité, le ε_ν est la luminosité produite sous forme de neutrinos (qui échappent habituellement à l'étoile directement d'où ils sont produits) par masse d'unité, et le G est la constante de la gravité du newtonien .

Des équations semblables pour le cas du transport radiatif de luminosité sont obtenues en remplaçant le k par le κ, l'opacité du matériel.

Le cas du transport convecteur de luminosité est habituellement modelé par la théorie de longueur de mélange plus ad hoc .

Également exigée est l'équation d'état , rapportant la pression à d'autres variables locales appropriées pour le matériel, tel que la température, la densité, la composition chimique, etc. les équations d'état qu'appropriées peuvent devoir inclure la loi de gaz parfait, pression de rayonnement, font pression sur en raison des électrons dégénérés, etc.

Bien que de nos jours les modèles stellaires d'évolution décrive les caractéristiques principales des diagrammes de Couleur-Grandeur, des améliorations importantes doivent être faites afin d'enlever les incertitudes qui sont liées à notre connaissance limitée des phénomènes de transport. Le défi le plus difficile demeure le traitement numérique de la turbulence. Quelques équipes de recherche développent la modélisation simplifiée de la turbulence dans les calculs 3D. stronomy-moignon

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