Вопросы экзамена

по курсу Внутреннее Строение и Физика Солнца

1. Основные физические предположения в задаче о внутреннем строении Солнца. Эволюционные ограничения. Постулаты о равновесиях и стационарности. Физические параметры среды. Наблюдаемые параметры.

2. Математическая постановка задачи о внутреннем строении. Уравнения эволюции. Система уравнений равновесия модели (Эйлеровы и Лагранжевы переменные). Граничные условия по времени и пространству.

3. Уравнение гидростатического равновесия. Вариационная формулировка. Вывод теоремы вириала.

4. Уравнения политропных звезд. Безразмерные переменные Эмдена (грав. потенциал). Соотношения масса-радиус для простых полностью политропных звезд. Выделенные значения. Примеры аналитических решений.

5. Уравнение стационарного лучистого переноса энергии. Вывод уравнения диффузионного переноса из уравнения переноса. Уравнение для лучистого давления. Стандартная Модель Эдингтона. Решения для оболочек.

6. Критерий конвективной неустойчивости (Шварцшильда) - выражения для градиента температуры и энтропии. Критерий Леду. Градиент энтропии в модели.

7. Основные положения и уравнения теории длины пути перемешивания. Предельные случаи эффективной и неэффективной конвекции. Выражение для потока конвективной энергии.

Вопросы 8 и 9 не входят в программу 1998 года.

8^*. Термодинамические функции для описания уравнения состояния. Выражения для адиабатических производных. Физические эффекты отклонения от УС идеального газа в солнечных условиях.

9^*. Ядерные реакции в недрах Солнца. Цепочки превращения водорода в гелий. Проблемы наблюдения солнечных нейтрино.

Задачи к экзамену

по курсу Внутреннее строения и физика Солнца

1. Получить выражение для разложения регулярного политропного решения в центре (переменные (q,x)) с точностью до членов порядка x⁴ включительно.

2. Получить выражение для потенциальной энергии политропной звезды (массы M, радиуса R) с индексом политропы n.

3. Вывести выражение для dc²/dr в гидростатически равновесной модели через c², G₁ и частоту Брунта-Вяйсяля N².

4. Как изменится глубина конвективной зоны в солнечной модели при (а) увеличении энтропии адиабатической части конвективной зоны (б) увеличении параметра конвекции a = L /H_p?

5. Дан профиль r(r) = r₀+r₂r² в модели. Получить профили P(r) и m(r). Чему равна масса модели?

6. Получить приближенное (включающее один степенной член по r) выражение для m_r(r) в адиабатически стратифицированной конвективной зоне.

7. Получит выражение для N² через сверхадиабатичность С-С_ad.

Задачи 8 и 9 не входят в программу 1998 года.

8^*. Пропорционально какой степени температуры скорость реакции He³+He³ в центре Солнца (T₆ = 15)?

9^*. Как влияет на степень ионизации элементов учет кулоновского взаимодейстия в приближении Дебая-Хюккеля?

File translated from T_EX by T_TH, version 1.0.