γ
ρ
K
P
=
) 1 /( −=
KT
γ
γ
P
3
/
5
1
1
+
=
=
n
γ
Adyabatik Konvektif Denge
Durumunda, Adyabatik Gaz Kanununu
Kullanırız!
Sabit
P =
γ
n=0 tamamen homojen
n=1.5 konvektif denge
n=3 radyatif dengede
n=5 yıldız meydana gelemez(fiziksel
2
4
r
T
P
k
m
dr
dM
rπ
Hµ
=
2 r M T P k Gm dr dP = − H µ r(
)
2 82.5 2 2 _ 25 1 / 10 34 . 4 16 3 r L T P X Z k m g t ac dr dT H r bfµ
π
+ × − = 2 2 2 2 2 1 0 2 4 m X X P T r dLr H − =π
ε
µ
νRadyatif Durum, yapı denklemlerini
aşağıdaki formda yazabiliriz
...1 ...2
2
4
r
T
P
k
m
dr
dM
rπ
Hµ
=
2 r M T P k Gm dr dP = − H µ r 2 2 2 2 2 1 0 2 4 m X X P T r dLr H − =π
ε
µ
νKonvektif Durum I, yapı denklemlerini
aşağıdaki formda yazabiliriz
2 5 . 1
4
K
T
r
k
m
dr
dM
rπ
Hµ
=
5 . 2KT
P
=
24
.
0
r
M
k
GH
dr
dT
µ
r−
=
Konvektif Durum II, yapı denklemlerini
aşağıdaki formda yazabiliriz
...6
Seçeceğemiz belli başlangıç değerleri
ile birlikte merkezden yüzeye ve
Merkezden Integrasyon
Yıldızın merkezinde olduğumuzu düşünerek
integrasyona başladığımızda, bağlı değişkenler için başlangıç değerleri elde etmeliyiz. Bu yüzden Taylor açılımını kullanacağız.
dr
hdT
dr
hdP
P
T
T
d
P
d
n
/
/
log
log
1
=
=
+
Acaba Nerdeyiz????
dr
dP
P
T
dr
dT
ad
−
=
γ
1
1
Bknz. Isı aktarımı konusu
Önce merkezden başlayarak yüzeye
gidelim.
Denklemi yardımıyla merkezdeki yoğunluk
...
375
.
0
4167
.
0
5
.
0
1 0 2 0 3 0 0 0 1=
+
+
∆
+
∆
+
∆
+
+v
hf
v
....
0417
.
0
0833
.
0
5
.
0
1 1 2 1 3 1 1 0 1=
+
+−
∆
+−
∆
+−
∆
++
+v
hf
v
Basınç ve sıcaklık integrasyonu için
aşağıdaki denklemi kullanabiliriz.
Kütle ve ışınım gücü integrasyonu için
aşağıdaki denklemi kullanabiliriz.
...37
r=0.8 de konvektif zarftayız.... Bu andan
itibaren integrasyondan adyabatik gaz
kanununu kullanarak K sabitini bulmalıyız.
Bunun için;
Bir kaç değer için bu değere bakıp
ortalamasını almak en ideal durumdur.
Buna göre bulunan K değeri 97.8 dir.
Merkezden Yüzeye
Konvektif Durumda;
Yoğunluk Değişimi 0.00 20.00 40.00 60.00 80.00 100.00 120.00 0.00 0.50 1.00 1.50 2.00 2.50 3.00 r(1E+10)cm E n er ji (er g )
Enerji Üretimi Değişimi
