qq_41959720的博客

mesa介绍  在前面（停更之前）已经介绍了恒星的四个静力学平衡方程以及化学成分演化方程，将这五个方程结合起来，并加上恒星的初始条件以及边界条件，就可以使用数值模拟的方式去模拟恒星的演化了  mesa（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）便是一个实现了上述功能的软件，有了这个软件，就不需要再自己专门花时间去探究数值模拟中的各种问题了。这个软件既可以模拟单个恒星在各个阶段的演化过程，也可以模拟各种双星系统的演化。除了用户自定义配置外，mesa还提

第六章：解析模型与标度关系  对之前提到的应用方程及物理过程，在简化的情况下求解析解，以定性地去理解恒星结构球对称恒星基本方程回顾球对称分布drdm=14πr2ρ\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi r^2\rho}dmdr​=4πr2ρ1​压强dPdm=−Gm4πr4−14πr2∂2r∂t2\frac{dP}{dm}=-\frac{Gm}{4\pi r^4}-\frac{1}{4\pi r^2}\frac{\partial^2 r}{\partial t^2}dmdP

第五章：恒星核合成原子核结构基本图像  原子由核和电子构成，其中电子轨道的尺度为10−8cm10^{-8}cm10−8cm，核的尺度为10−13cm10^{-13}cm10−13cm。原子核由质子和中子组成，尺度为10−510^{-5}10−5原子半径。质子和中子的相互作用是强作用力，通过交换质量为mmm的π\piπ介子产生（按现有的理论，所有的相互作用力都是通过交换粒子产生的）。质子和中子这两个核子都由夸克组成，夸克的电荷是分数电荷  介子有三类：π+\pi^+π+，π0\pi^0π0和π−\pi^

第四章：辐射输运与对流震动与不稳定性  Eulerian微扰：在固定参考系中，有物理量fff，扰动量为Δf=f(r⃗,t)−f0(r⃗,t)\Delta f=f(\vec r,t)-f_0(\vec r, t)Δf=f(r,t)−f0​(r,t)  Lagrangian微扰：在随着物质运动的参考系中，扰动量为：δf=f(r⃗,t)−f0(r⃗0,t)=Δf+(δr⃗⋅∇)f0\delta f=f(\vec r,t)-f_0(\vec r_0, t)=\Delta f+(\delta \vec r\

第四章：辐射输运与对流大光深下的辐射转移  由之前的结论，能流密度表示为：F⃗=−c3κρ∇U\vec F=-\frac{c}{3\kappa\rho}\nabla UF=−3κρc​∇U  其中κ\kappaκ为单位质量辐射跟物质作用的截面。这个作用和频率有关，不同的频率对应的能流不一样：F⃗ν=−c3κνρ∇Uν\vec F_\nu = -\frac{c}{3\kappa_\nu\rho}\nabla U_\nuFν​=−3κν​ρc​∇Uν​  上述的方程也可以从平衡态辐射转移方程

第三章：物态方程（2）多方球与白矮星压强随距球心距离的变化  多方球：物态变化是一个多方过程  白矮星随着时间的演化，温度会变得比较低，密度会变得非常高。中间没有能源，因此白矮星的情形相对简单  物态为电子简并，因此压强（电子简并压）几乎与温度没有关系：P∼Pe(ρ)P\sim P_e(\rho)P∼Pe​(ρ)，而费米能与密度有关  在非相对论性的情况下：Pe=120(3π)23(hmec)2(1μemA)53mec2ρ53xF=(ρ9.7×105μe g cm−3)13

第三章：物态方程  在统计力学中，平衡体系，单位相空间体积内的粒子数由下述分布表示：n(p)=1h3gjexp⁡{[ϵj(p⃗)−μ]/kT}∓1n(p)=\frac{1}{h^3}\frac{g_j}{\exp\{[\epsilon_j(\vec p)-\mu]/kT\}\mp 1}n(p)=h31​exp{[ϵj​(p​)−μ]/kT}∓1gj​​  其中，当粒子为玻色子时，符号取负；粒子为费米子时，符号取正。gjg_jgj​为能级简并度，ϵ(p⃗)\epsilon(\vec p)ϵ(p​)为

第一章-恒星的实测与经验关系  （本章大致讲了恒星各种参数的测量方式，包括光度测量，质量测量，演化过程统计等，因为后面的部分太难了，所以这里就不整理了）第二章：基本方程流体近似  在研究天体的过程中，由于研究的尺度远大于粒子之间的平均自由程，因此热平衡是仅限于局部的，对于不同的部位，温度都是不一样的。可以用局部的平均值来描写运动，这样的研究手法属于（辐射）流体近似流体方程-质量守恒  流体在运动的过程中质量保持不变（质量流入与流出相平衡）：∭V∂ρ∂tdV+∯Sρv⃗⋅dS⃗=0\iiint