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3.9.6: O Campo de Radiação em ET Em ET, as expressões da seção anterior simplificadas. P. Ex., a Intensidade Específica é isotrópica,, e as expressões.

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1 3.9.6: O Campo de Radiação em ET Em ET, as expressões da seção anterior simplificadas. P. Ex., a Intensidade Específica é isotrópica,, e as expressões abaixo para,, e : (3.63), (3.64), (3.65), (3.66)

2 »» Essas expressões nos permitem relembrar o passado: (3.47) e de (3.44), conclui-se que: (3.67). FUNÇÃO DE PLANCK

3 3.9.7: Desvios do ET: »» ET excelente aproximação em muitas situações no interior das estrelas; Sabemos porém que, estritamente, essa hipótese NÃO É CORRETA, já que existe UM FLUXO RADIAL DE ENERGIA, em desacordo com (3.64) : Uma aproximação mais realística do interior estelar: o campo de radiação pode ser expandido em série de Fourier : (3.68), sendo a componente isotrópica e a anisotropia radial.

4 »» Apliquemos nessa equação as grandezas que definem o campo de radiação: Com a Intensidade Média : (3.53), (3.69), isto é, J = J ( I 0 ) ET. isotrópica Com o Fluxo, (3.56), (3.70) isto é, F = F ( I 1 ) LÓGICO : componente anisotrópica

5 Para a Densidade de Energia : (3.57) e conclui-se que: (3.71), ET ; Finalmente, para a Pressão de Radiação : (3.61), e de, (3.72), o que também ET

6 A Pressão Total no Interior de uma : Ela será a resultante das contribuições de todos os componentes: (3.72) elétrons núcleos »» Balanço entre P r e P gás : e ; Igualando as duas expressões, obtém-se a região limite para P : fótons

7 Limite entre predominâncias de P r e P gás : ( em g/cm 3 e T em K). Isso pode ser visto na Fig. 3.6 (Maciels): P r domina P gás domina não DG DG não-relativístico relativístico cristalização

8 Nota sobre a Absorção de fótons pela matéria estelar : emissão estimulada ou induzida esp. por e - conduç. p/ e - DG em geral, >>

9 OBSERVAÇÃO 1: transportes CONVECTIVO e RADIATIVO »»a) O F rad é: (eq. 6.11) ; P/ o, o estimado é K/cm P/ regiões centrais, o que dá e Mais longe do centro, o que dá cf. cap. 2 "aprox. de difusão" r / R O 0,05 [F Tot (r=0,05) ~ 2,5 x c.g.s. ] [ F Tot (r=0,80) ~ 8 x c.g.s.]

10 »»b) O F conv é: e o fluxo TOTAL no interior da estrela é para o, e o gradiente médio solar, e pode-se escrever: sendo Pode-se mostrar que para r/R 0.3, 10 -7, transporte é praticamente TOTALMENTE CONVECTIVO

11 »»c) Comparação de Escalas de Tempo no interior solar, Radiativa X Convectiva: o tempo para um elemento do plasma percorrer um é, onde é a aceleração do elemento; ~10 10 cm, e t c 1,6x10 6 s 20 dias. a escala de tempo radiativa pode ser estimada por "random walk" (cf. Reif) : no interior solar t r >> t c a CAMADA CONVECTIVA é misturada eficazmente nesse caso, t r 3,3x10 9 s, ou,


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