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O Transporte de Energia Radiativo

Se o interior estelar fosse isotérmico, a intensidade de radiação seria isotrópica, e não existiria um fluxo de radiação líquida em qualquer direção. De fato, entretanto, existe um gradiente radial de temperatura. Consequentemente se olharmos, de qualquer ponto do interior da estrela, na direção do centro, veremos um fluxo de radiação vindo da região abaixo, um pouco mais quente. Se olharmos para fora, veremos radiação vinda de uma região um pouco mais fria. O fluxo resultante de radiação é direcionado para fora.

Qual o valor deste fluxo? Isto depende da opacidade dos gases. Se a opacidade for baixa, veremos, de um dado ponto, até regiões bem mais quentes para dentro, e até regiões bem mais frias para fora; a anisotropia da radiação será grande, e o fluxo líquido para fora será grande. Vamos representar a opacidade por seu coeficiente de absorção por unidade de massa, $ K$, definido de forma que:

$K\rho d\ell$

nos dá a fração da energia do feixe absorvida atravessando a distância $ d\ell$. O coeficiente de absorção no interior estelar é da ordem de 1 cm2/g, e nunca muito menor. Se usarmos novamente a densidade média do Sol como representativa, vemos que $ K\rho$ é da ordem de um $cm^{-1}$, e portanto, no interior das estrelas, uma distância da ordem de 1 cm é suficiente para absorver uma alta fração da intensidade do feixe. De fato, uma espessura de vários centímetros é completamente opaca. Não veremos portanto muito longe, para dentro ou para fora, a partir de qualquer ponto do interior da estrela. A diferença de temperatura nesta pequena distância será da ordem de um milésimo de um grau, já que a queda de temperatura por todo o raio do Sol, $ R_\odot=7 \times 10^{10}$ cm, é de $ T_c^\odot=15 \times 10^6$ K. O campo de radiação portanto é muito aproximadamente isotrópico, e poderíamos negligenciar esta pequena anisotropia, se o fluxo não fosse a única forma de conectar os processos nucleares no interior, com as perdas radiativas na superfície.


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Modificada em 1999-02-25