Hvězdný vítr horkých hvězd
Disertační práce se zabývá studiem rotujících hvězdných větrů horkých hvězd urychlovaných zářivou silou. Tyto větry jsou velmi dobře popsány CAK teorií, která pro výpočet zářivé síly využívá Sobolevovu aproximaci. Rotace větru je započítána za předpokladu platnosti zákona zachování momentu hybnosti....
Uloženo v:
| Hlavní autor: | |
|---|---|
| Další autoři: | |
| Typ dokumentu: | VŠ práce nebo rukopis |
| Jazyk: | Čeština |
| Vydáno: |
2011
|
| Témata: | |
| On-line přístup: | http://is.muni.cz/th/15711/prif_d/ |
| LEADER | 06657ctm a22007697a 4500 | ||
|---|---|---|---|
| 001 | MUB01000701564 | ||
| 003 | CZ BrMU | ||
| 005 | 20130312114625.0 | ||
| 008 | 111221s2011 xr ||||| |||||||||||cze d | ||
| STA | |a POSLANO DO SKCR |b 2020-04-01 | ||
| 035 | |a (ISMU-VSKP)88238 | ||
| 040 | |a BOD114 |b cze |d BOD004 | ||
| 072 | 7 | |a 523/524 |x Sluneční soustava. Hvězdy. Vesmír |2 Konspekt |9 6 | |
| 080 | |a 524.3 |2 MRF | ||
| 100 | 1 | |a Ceniga, Michal |4 dis | |
| 242 | 1 | 0 | |a Stellar wind of hot stars |y eng |
| 245 | 1 | 0 | |a Hvězdný vítr horkých hvězd |h [rukopis] / |c Michal Ceniga |
| 260 | |c 2011 | ||
| 300 | |a 101 l. | ||
| 500 | |a Vedoucí práce: Jiří Kubát | ||
| 502 | |a Dizertace (Ph.D.)--Masarykova univerzita, Přírodovědecká fakulta, 2011 | ||
| 520 | 2 | |a Disertační práce se zabývá studiem rotujících hvězdných větrů horkých hvězd urychlovaných zářivou silou. Tyto větry jsou velmi dobře popsány CAK teorií, která pro výpočet zářivé síly využívá Sobolevovu aproximaci. Rotace větru je započítána za předpokladu platnosti zákona zachování momentu hybnosti. Pro získání řešení hydrodynamických rovnic popisujících hvězdný vítr byl vyvinut program (na základě programu vytvořeného Krtičkou), který počítá jednorozměrný stacionární izotermický osově symetrický rotující model hvězdného větru. V modelu nebyly uvažovány neradiální složky sil, zploštění hvězdy vlivem rotace a gravitační ztemnění. Výsledky modelování potvrzují, že pro rychle rotující hvězdy existuje nové řešení hydrodynamických rovnic. Nové řešení, které prochází kritickým bodem nacházejícím se ve velkých vzdálenostech od hvězdy, je mnohem pomalejší a hustější v porovnání s CAK řešením pro pomalé rotace. Poměr hustot rovníkového a polárního větru dosahuje nejméně dva řády v těsné blízk sti hvězdy, dále od hvězdy dosahuje poměr hustot jednoho řádu. Velikost hustotního poměru blízko povrchu hvězdy je významně ovlivněn nastavením spodní okrajové hustoty větru, dále od hvězdy nemá spodní okrajová hustota na poměr hustot vliv. Výpočty ukazují, že blízko povrchu hvězdy se vytváří velmi hustý disk. Na utváření disku blízko hvězdy má vliv zejména gradient tlaku plynu a zářivá síla kontinua. Přechod od rychlého (CAK) řešení větru k pomalému řešení nastává pro určitou hodnotu rotační rychlosti, tzv. přechodovou rotační rychlost, Omega(b). Její hodnota závisí na volbě multiplikativních konstant zářivé síly. |% cze | |
| 520 | 2 | 9 | |a The radiation driven winds of rotating hot stars were studied in this PhD thesis. The radiation driven wind is well described by the CAK theory, which assumes the Sobolev approximation in calculation of the line-radiative force. The rotation was included by assuming the conservation of angular momentum. The code, developed in this thesis, stems from the Krticka's code and calculates the solution of the 1D-stationary isothermal axi-symmetric rotating line-driven wind. The oblatness of the star, the gravity darkening effects, and the non-radial components of forces were neglected. The results of modeling confirm that there is a new solution of hydrodynamic equations for rapidly rotating stars. This new wind solution, connected with a new critical point located far from the star, is much denser and slower than the CAK solution for slowly rotating stars. The wind density ratio between the equator and the pole, rho(rov)/rho(pol), reaches at least two orders of magnitude in the region closest to the stellar surface and one order of magnitude in the outer part of the wind. The calculations show the existence of a high density disk close to the stellar surface. Disk formation close to the star is influenced mainly by the gas pressure gradient and by the continuum radiative force, and significantly depends on the wind density at the stellar surface. The switch from the fast solution to the slow solution occurs for a certain value of rotation speed called the "switch" rotation speed. The switch rotation rate Omega(b) depends on the set of the force multiplier parameters; the lower value of the alpha parameter, the lower value of the "switch" rotation rate. Higher value of the delta parameter causes the same effect. e |9 eng |
| 650 | 0 | 7 | |a hvězdy |7 ph114733 |2 czenas |
| 650 | 0 | 9 | |a stars |2 eczenas |
| 655 | 7 | |a disertace |7 fd132024 |2 czenas | |
| 658 | |a Fyzika (čtyřleté) |b Teoretická fyzika a astrofyzika |c PřF D-FY4 TEFY (TEFY) |2 CZ-BrMU | ||
| 700 | 1 | |a Kubát, Jiří, |d 1962- |7 mzk2006363619 |% UČO 65645 |4 ths | |
| 710 | 2 | |a Masarykova univerzita. |b Ústav teoretické fyziky a astrofyziky |7 pna2013782660 |4 dgg | |
| 856 | 4 | 1 | |u http://is.muni.cz/th/15711/prif_d/ |
| CAT | |c 20111221 |l MUB01 |h 0422 | ||
| CAT | |a batch |b 00 |c 20120324 |l MUB01 |h 0154 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20120424 |l MUB01 |h 0954 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20120926 |l MUB01 |h 0945 | ||
| CAT | |a BATCH |b 00 |c 20130304 |l MUB01 |h 1342 | ||
| CAT | |a RACLAVSKA |b 02 |c 20130307 |l MUB01 |h 1630 | ||
| CAT | |a NOVAKOVA |b 02 |c 20130312 |l MUB01 |h 1146 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20140128 |l MUB01 |h 1003 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20140128 |l MUB01 |h 1003 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20140611 |l MUB01 |h 0732 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20141218 |l MUB01 |h 0741 | ||
| CAT | |c 20150901 |l MUB01 |h 1448 | ||
| CAT | |c 20150921 |l MUB01 |h 1409 | ||
| CAT | |a BATCH |b 00 |c 20151226 |l MUB01 |h 0224 | ||
| CAT | |a SIMCIKOVAX |b 02 |c 20170116 |l MUB01 |h 1955 | ||
| CAT | |c 20170301 |l MUB01 |h 1214 | ||
| CAT | |a HANAV |b 02 |c 20180817 |l MUB01 |h 1212 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20180918 |l MUB01 |h 1425 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20190108 |l MUB01 |h 2316 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20190307 |l MUB01 |h 1216 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20190605 |l MUB01 |h 1639 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20191211 |l MUB01 |h 1344 | ||
| CAT | |c 20200401 |l MUB01 |h 1253 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20201102 |l MUB01 |h 0044 | ||
| CAT | |c 20210614 |l MUB01 |h 0957 | ||
| CAT | |c 20210614 |l MUB01 |h 1946 | ||
| CAT | |a BATCH |b 00 |c 20210724 |l MUB01 |h 1211 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20221026 |l MUB01 |h 0024 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20230808 |l MUB01 |h 2153 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20230925 |l MUB01 |h 2059 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20231120 |l MUB01 |h 0110 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20240318 |l MUB01 |h 2152 | ||
| CAT | |a POSPEL |b 02 |c 20240701 |l MUB01 |h 2157 | ||
| LOW | |a POSLANO DO SKCR |b 2020-04-01 | ||
| 994 | - | 1 | |l MUB01 |l MUB01 |m VYSPR |1 PRIF |a Přírodovědecká fakulta |2 PRSFY |b ÚK sklad - F |3 K-12672 |5 3145357416 |8 20130307 |f 71 |f Prezenční SKLAD |q 20180809 |r 20130227 |s dar |
| AVA | |a SCI50 |b PRIF |c ÚK sklad - F |d K-12672 |e available |t K dispozici |f 1 |g 0 |h N |i 0 |j PRSFY | ||