WikiDer > Уравнение Эмдена – Чандрасекара

Численное решение уравнения Эмдена – Чандрасекара.

В астрофизика, то Уравнение Эмдена – Чандрасекара это безразмерный форма Уравнение Пуассона для распределения плотности сферически симметричной изотермический газовый шар, подверженный действию собственной гравитационной силы, названный Роберт Эмден и Субраманян Чандрасекар.^[1][2] Уравнение было впервые введено Роберт Эмден в 1907 г.^[3] Уравнение^[4] читает

${ displaystyle { frac {1} { xi ^ {2}}} { frac {d} {d xi}} left ( xi ^ {2} { frac {d psi} {d xi}} right) = e ^ {- psi}}$

куда ${ Displaystyle xi}$ - безразмерный радиус, а ${ displaystyle psi}$ связана с плотностью газовой сферы как ${ displaystyle rho = rho _ {c} e ^ {- psi}}$, куда ${ displaystyle rho _ {c}}$ - плотность газа в центре. Уравнение не имеет известного явного решения. Если политропный жидкость используется вместо изотермической жидкости, получается Уравнение Лейна – Эмдена. Изотермическое предположение обычно моделируется для описания ядра звезды. Уравнение решается с начальными условиями,

${ displaystyle psi = 0, quad { frac {d psi} {d xi}} = 0 quad { text {at}} quad xi = 0.}$

Уравнение появляется и в других разделах физики, например, такое же уравнение появляется в Теория взрыва Франк-Каменецкого для сферического сосуда. Релятивистская версия этой сферически-симметричной изотермической модели была изучена Субраманяном Чандрасекаром в 1972 году.^[5]

Вывод

Для изотермический газообразный звезда, давление ${ displaystyle p}$ связано с кинетической давление и радиационное давление

${ displaystyle p = rho { frac {k_ {B}} {WH}} T + { frac {4 sigma} {3c}} T ^ {4}}$

куда

• ${ displaystyle rho}$ это плотность
• ${ displaystyle k_ {B}}$ это Постоянная Больцмана
• ${ displaystyle W}$ это среднее молекулярный вес
• ${ displaystyle H}$ это масса протона
• ${ displaystyle T}$ это температура звезды
• ${ displaystyle sigma}$ это Постоянная Стефана – Больцмана
• ${ displaystyle c}$ это скорость света

Уравнение равновесия звезды требует баланса между силой давления и силой тяжести.

${ displaystyle { frac {1} {r ^ {2}}} { frac {d} {dr}} left ({ frac {r ^ {2}} { rho}} { frac {dp } {dr}} right) = - 4 pi G rho}$

куда ${ displaystyle r}$ - радиус, отсчитываемый от центра, а ${ displaystyle G}$ это гравитационная постоянная. Уравнение переписывается как

${ displaystyle { frac {k_ {B} T} {WH}} { frac {1} {r ^ {2}}} { frac {d} {dr}} left (r ^ {2} { frac {d ln rho} {dr}} right) = - 4 pi G rho}$

Фактическое решение и асимптотическое решение

Представляем трансформацию

${ Displaystyle psi = ln { frac { rho _ {c}} { rho}}, quad xi = r left ({ frac {4 pi G rho _ {c} WH} {k_ {B} T}} right) ^ {1/2}}$

куда ${ displaystyle rho _ {c}}$ - центральная плотность звезды, приводит к

${ displaystyle { frac {1} { xi ^ {2}}} { frac {d} {d xi}} left ( xi ^ {2} { frac {d psi} {d xi}} right) = e ^ {- psi}}$

Граничные условия:

${ Displaystyle psi = 0, quad { frac {d psi} {d xi}} = 0 quad { text {at}} quad xi = 0}$

За ${ Displaystyle xi ll 1}$, решение выглядит как

${ displaystyle psi = { frac { xi ^ {2}} {6}} - { frac { xi ^ {4}} {120}} + { frac { xi ^ {6}} { 1890}} + cdots}$

Ограничения модели

Предположение изотермической сферы имеет некоторые недостатки. Хотя плотность, полученная в результате растворения этой изотермической газовой сферы, уменьшается от центра, она уменьшается слишком медленно, чтобы получить четко определенную поверхность и конечную массу для сферы. Можно показать, что при ${ Displaystyle xi gg 1}$,

${ displaystyle { frac { rho} { rho _ {c}}} = e ^ {- psi} = { frac {2} { xi ^ {2}}} left [1 + { frac {A} { xi ^ {1/2}}} cos left ({ frac { sqrt {7}} {2}} ln xi + delta right) + O ( xi ^ {-1}) right]}$

куда ${ displaystyle A}$ и ${ displaystyle delta}$ - константы, которые будут получены численным решением. Такое поведение плотности приводит к увеличению массы с увеличением радиуса. Таким образом, модель обычно пригодна для описания ядра звезды, где температура примерно постоянна.^[6]

Уникальное решение

Представляем трансформацию ${ Displaystyle х = 1 / xi}$ преобразует уравнение к

${ displaystyle x ^ {4} { frac {d ^ {2} psi} {dx ^ {2}}} = e ^ {- psi}}$

Уравнение имеет единственное решение данный

${ displaystyle e ^ {- psi _ {s}} = 2x ^ {2}, quad { text {or}} quad - psi _ {s} = 2 ln x + ln 2}$

Следовательно, новую переменную можно ввести как ${ displaystyle - psi = 2 ln x + z}$, где уравнение для ${ displaystyle z}$ можно вывести,

${ displaystyle { frac {d ^ {2} z} {dt ^ {2}}} - { frac {dz} {dt}} + e ^ {z} -2 = 0, quad { text { где}} quad t = ln x}$

Это уравнение можно свести к первому порядку, введя

${ displaystyle y = { frac {dz} {dt}} = xi { frac {d psi} {d xi}} - 2}$

тогда у нас есть

${ displaystyle y { frac {dy} {dz}} - y + e ^ {z} -2 = 0}$

Снижение

Есть еще одно сокращение из-за Эдвард Артур Милн. Определим

${ displaystyle u = { frac { xi e ^ {- psi}} {d psi / d xi}}, quad v = xi { frac {d psi} {d xi}} }$

тогда

${ displaystyle { frac {u} {v}} { frac {dv} {du}} = { frac {u-1} {u + v-3}}}$

Характеристики

• Если ${ Displaystyle psi ( xi)}$ является решением уравнения Эмдена – Чандрасекара, то ${ Displaystyle psi (A xi) -2 пер A}$ также является решением уравнения, где ${ displaystyle A}$ - произвольная постоянная.
• Конечные в начале координат решения уравнения Эмдена – Чандрасекара обязательно должны иметь ${ displaystyle d psi / d xi = 0}$ в ${ Displaystyle xi = 0}$

Смотрите также

• Уравнение Лейна – Эмдена
• Теория Франк-Каменецкого
• Уравнение белого карлика Чандрасекара

Рекомендации