스텔라리움 다운로드

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가속도에 있는 총 힘은 lnth이 고, 플라스마에 공급 된 총 힘은 Lh = lth + lzn 이다. 그런 다음 등식 (6)에 따라 3 개의 추가 압축 파라미터, ℓ th, ℓ n 번째 및 ℓ h를 정의 한다. 고려 된 물리적인 과정은 열 플라스마를 가진 comptonization 그리고 쿨롱 손실을 통해 비 열 전자 에너지 손실, comptonization에 의하여 열 플라스마의 냉각 하 고가 열, 및 e ± 쌍의 생산 이다. 프로세스는 또한 고려 하지만, 일반적으로 발광 accretion 흐름에 무시할 수, bremsstrahung입니다. 그런 다음, 열 부품의 온도, Te를 포함 하 여 정상 상태의 전자 분포가 자체 일관 되 게 해결 되 고 해당 방사 광자 스펙트럼이 계산 된다. 총 정상 상태 광학적 인 깊이는 e ± 쌍 생산 때문에 τ p 보다 더 높을 지도 모릅니다. 스펙트럼의 전반적인 경도는 비율, ℓ h/ℓ s에 의해, i.e. comptonization의 증폭 인자 결정 된다.

우리는 우리의 계산에서 바람의 속도와 밀도에 엑스레이 방사선 조사의 효과를 게을리 것을 유의 하십시오. 이러한 계산은 우리의 모델의 프레임 워크 내에서 할 수 없습니다. 그들은 전체 바람 구조의 반복적인 유체역학 계산, 광경의 선에 방사선 조사의 효력 뿐만 아니라 요구 해야 할 것입니다. 우리는 바람에 엑스레이 방사선 힘의 효력을 무시 하기 때문에, 우리는 필연적으로 바람 관성의 뿐만 아니라 방사선의 압력 및 바람의 각 단계를가지고 갈 가속 한 바람에 있는 압력 균형을 고려 하지 않는다. 우리는 또한 그 흐린 위치에 임의의 의존도와 충전 팩터를 허용 하지 않습니다, 그래서 그것은 우리가 두 바람 단계의 글로벌 압력 균형을 달성 하는 것을 허용 하지 않는 지적. . 위에서 설명한 바와 같이, WR 및 초기 유형의 별에 clumpy 바람에 대 한 강한 증거가 f에 의해 두 신체 방출의 향상에 의해 설명 됩니다 IR 초과 및 기타 방법을 사용 하 여 견적 사이의 불일치에서 유래, clumpy 매체에서 1/2.