本页使用了标题或全文手工转换

多方球

维基百科,自由的百科全书
跳转至: 导航搜索
Confusion grey.svg
提示:本条目的主题不是多胞形

天文物理學上的多方球(或稱為多層球Polytrope),是指莱恩-埃姆登方程中壓力與密度關係的解,表示方程式為 P = K \rho^{((n+1)/n)}。這裡 P 是壓力、\rho 是密度、K常數、常數 n 則是多方指數。這個關係式並不能解釋為状态方程,雖然遵循這個方程式狀態的氣體會在莱恩-埃姆登方程中有多個解。相反地,這是表示一個假設中壓力 P 和半徑以及密度 \rho 和半徑變化的簡單關係式,產生了莱恩-埃姆登方程的解。

有時候「Polytrope」可能會用來指一個看起來類似上述類似的熱力學關係狀態方程,雖然這可能造成混亂必須要避免。這個詞比較適合用來指流體本身(而不是莱恩-埃姆登方程的解)。多方流體的狀態方程使用相當廣泛,因此這樣的理想化流體可在多方球的限制性問題之外廣泛出現。

不同的多方指數下範例[编辑]

密度(歸一化平均密度)和半徑(歸一化到外部半徑)在多方指數是3的狀態下關係。
  • 太陽等主序星則符合 n=3 時的模型,這對應恆星結構的愛丁頓標準模型。
  • n=5 時半徑無限大。這對應最簡單的自洽恆星系統合理模型,該模型首次由阿瑟·舒斯特於1883年首次提出。
  • 如果 n=\infty,這個狀況對應於「絕熱球」,這是絕熱的自重力氣體球,它的結構和球狀星團中無碰撞恆星系統的結構相同。

注意多方指數越高,在中心的密度分布就越緊密。

參考資料[编辑]

  • Chandrasekhar, S. [ 1939 ] ( 1958 ). An Introduction to the Study of Stellar Structure, New York : Dover. ISBN 0-486-60413-6
  • Hansen, C.J., Kawaler S.D. & Trimble V. ( 2004 ). Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution, New York : Springer. ISBN 0-387-20089-4
  • Horedt, G.P. ( 2004 ). Polytropes. Applications in Astrophysics and Related Fields, Dordrecht : Kluwer. ISBN 1-4020-2350-2