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Nossa última estimativa mostra que a luminosidade de uma
estrela não é determinada por sua taxa de geração de
energia por processos nucleares - nenhuma estimativa desta
foi usada nas derivações até agora - mas somente
pela condição de equilíbrio radiativo (1.51).
Para a matéria normal, não degenerada, as razões físicas podem são:
a pressão do gás precisa contrabalançar a gravidade,
de acordo com a condição de equilíbrio hidrostático
(1.24). Se a pressão interna precisa ser alta o suficiente
para este equilíbrio, a temperatura precisa ser alta,
de acordo com a equação de estado (1.25).
O gradiente de temperatura, da temperatura alta no interior
para a temperatura baixa na fotosfera, causará um
fluxo resultante de radiação, de acordo com a
condição de equilíbrio radiativo (1.51).
Este fluxo está fixado pela
condição de equilíbrio radiativo (1.51),
seja a perda de energia, causada pelo
fluxo de radiação, compensada ou não pela
produção de energia nuclear no interior.
Se a energia nuclear gerada é menor do que a perda por radiação
na fotosfera, a estrela sofre uma perda de energia total. A única
maneira de compensar esta perda de energia é pela liberação de
energia gravitacional por contração. De acordo
com o teorema do virial (1.29), somente metade da energia
gravitacional perdida pode ser liberada como radiação
na fotosfera. A outra metade automaticamente aumenta a energia
térmica. Durante a contração, portanto, a temperatura
interna se elevará, e consequentemente, a taxa de reações
nucleares aumentará. A contração parará quando
a energia liberada pelas reações nucleares for
igual à perda por radiação na fotosfera, isto é,
à luminosidade da estrela. Desta forma, a estrela tem
como balançar o ganho de energia por reações
nucleares e a perda por radiação. Este balanço
não é atingido alterando a luminosidade, mas sim a taxa
de reações nucleares, através da contração ou
expansão.
Existem circunstâncias em que a estrela não
consegue balançar a produção de energia
nuclear com a perda por radiação através de uma contração
ou expansão moderada. Isto ocorre quando a densidade interna
é tão alta que a equação de estado do gás ideal
(1.25) não é válida, como no núcleo de algumas
gigantes e supergigantes vermelhas, em que os elétrons estão
degenerados.
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Modificada em 21 ago 2011