Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Hur avspeglar sig en stjärnas konstitution i dess spektrum? Av doc. B. Lindblad
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
EDDINGTONS RELATION MELLAN MASSA OCH TOTAL UTSTRÅLNING.
Vi betrakta strålningstillståndet i en punkt i stjärnans inre på avståndet r från centrum. Vi förutsätta, att stjärnans rotation är svag, och ätt följaktligen sfärisk symmetri råder omkring centrum. Låt h vara absorptionskoefficienten för ljuset i punkten i fråga, g tätheten, t temperaturen, e energialstringen per massenhet av gasen, beroende av den obekanta process, som innerst ger upphov till en stjärnas strålning. Låt ^dsdco vara svarta kroppens strålning enligt Stefans lag för ytelementet ds och rumsvinkeln dto.
Eddington utvecklar strålningsintensiteten I(e) för en riktning som gör vinkeln 6 med radius vektor efter Legendres polynom i cos o med koefficienter som endast bero av r:
(6) 1{h) = A + B cos e + CP2 (cos e) + DP3 (cos é) + ...
På strålningstillståndet tillämpar han sedan Schwarzschilds teori för strålningsjämvikten, d. v. s. inför närmast villkoret, att strålningstillståndet skall vara stationärt, oberoende av tiden. Koefficienterna C, D, etc, kunna försummas. A och B få då följande betydelse:
Energistrålningens täthet =––-, där c är ljusets hastighet,
nettoströmmen utåt = J tv B per ytenhet. Man finner vidare, att med stor approximation
(7) A = 1.11\
varefter de fundamentala ekvationerna för det stationära strålningstillståndet bli
––(Bt^ = –– £ C
r2 drK J 4:Ji ö
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
