¿Qué tipo de opacidad debo usar cuando simulo una estructura estelar?

Estoy tratando de simular la evolución de una estrella. Como sabemos, la opacidad juega un papel importante y tiene muchas formas como: dispersión de electrones libre-libre, libre de límites, límite-límite. Pero estoy confundido acerca de su fórmula aproximada y el rango de temperatura al que se pueden aplicar. Si no puedo limitar la temperatura a la que se aplican y si no uso la fórmula aproximada precisa de ellos, la simulación será inexacta.

Lo que tienes que hacer depende de lo que quieras hacer. ¿Qué rango de temperaturas y metalicidades desea considerar? Eso te dirá lo que tienes que hacer.
Uso las metalicidades de Sun. Y la temperatura inicial (centro) es de aproximadamente 1e7~1e8.
¿En qué unidades está la temperatura? Seguro que no puede ser Kelvin...
¿Por qué no Kelvin?
Oh, lo siento, dijiste que esa es la temperatura en el centro del núcleo. ¿Qué has intentado hasta ahora? ¿Qué rango de masas estás considerando? ¿Qué fórmulas estás mirando? Por favor incluya tantos detalles como sea posible en su pregunta. COMO está actualmente, su pregunta es un poco vaga.
No habrá estados ligados de átomos en el interior de la estrella debido a las densidades y temperaturas involucradas. Solo estás tratando con un plasma de núcleos y electrones. Los estados ligados solo existen en la atmósfera estelar.

Respuestas (1)

No existe una "fórmula" para la opacidad si está construyendo un modelo numérico de una estrella. La opacidad depende de la longitud de onda y también depende de la composición, la temperatura y la densidad, cada una de las cuales es una función de la distancia radial desde el centro de la estrella.

Lo que hacen los modeladores estelares es usar " tablas de opacidad " que dan valores numéricos para las opacidades medias ponderadas en función de la composición, la temperatura y la densidad.

Para los cálculos analíticos, a menudo se hace la aproximación de que la opacidad media se puede representar aproximadamente mediante la suma de: la opacidad de Kramer

k ¯ = A 0 ρ T − 7 / 2   ,
dónde ρ es densidad, T es la temperatura y A 0 es una constante dependiente de la composición; y la dispersión de Thomson a partir de electrones libres, que solo depende del número de electrones libres por núcleo en el gas y, por lo tanto, de la fracción de masa de hidrógeno.

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