A apresentação está carregando. Por favor, espere

A apresentação está carregando. Por favor, espere

1 II – ESTRUTURA ESTELAR 1: - Generalidades 2: - Definição de Estrela 3: - Tempos Característicos, Papel de M e R 4:- Ritmos de Evolução das Estrelas.

Apresentações semelhantes


Apresentação em tema: "1 II – ESTRUTURA ESTELAR 1: - Generalidades 2: - Definição de Estrela 3: - Tempos Característicos, Papel de M e R 4:- Ritmos de Evolução das Estrelas."— Transcrição da apresentação:

1 1 II – ESTRUTURA ESTELAR 1: - Generalidades 2: - Definição de Estrela 3: - Tempos Característicos, Papel de M e R 4:- Ritmos de Evolução das Estrelas

2 2 1: »» Porque as estrelas brilham ? fluxo de E para fora T entre o interior e a superfície MIS Fonte quente fria »» Ou seja, as estrelas brilham porque tentam atingir o equilíbrio térmico ; em geral não conseguem, pois a escala de tempo de produção de E (fusão) < tempo de evacuação do fluxo MIS »» Reações de fusão FOTONS matéria no caminho (colisões) aquecimento da matéria (parte da E ) P resistência à gravidade Equilíbrio mecânico da estrela: P gas X X peso da matéria estelar

3 3 »» Esta situação não pode durar eternamente. PORQUE? reações nucleares: transformam a matéria estelar NOVOS ELEMENTOS QUÍMICOS IRREVERSÍVEL EVOLUÇÃO ESTELAR, igualmente IRREVERSÍVEL »» Então, para se compreender o funcionamento de uma : Reações nucleares; Transformações químicas ? estrutura do plasma Produção + Transporte de E (e tempos característicos) Aquecimento + Estado Termodinâmico do plasma estelar Noções de Equilíbrio Mecânico e Térmico »» 5 === ferramentas/conceitos necessários as s

4 4 1.1: Definição (física) de uma estrela: Uma estrela constitue um plasma confinado gravitacionalmente, cuja estrutura está em equilíbrio completo apenas se no seu interior se produzirem reações termonucelares termoestáticas plasma : estado particular da matéria, parcialmente (ou totalmente) ionizada, mas globalmente neutra. Num plasma, seus dois componentes (elétrons + íons) tem a mesma temperatura (termodinâmica), se as colisões são frequentes. Nessas condições, pode-se caracterizar o plasma por uma P ressão e uma Energia Interna U associadas aos e - e íons e estudar sua interação com o campo de fótons da estrela.

5 5 Confinamento : as estrelas são grandes esferóides de plasma em auto- confinamento gravitacional. Fisicamente, pode-se exprimir isso em termos de um balanço entre: o potencial gravitacional (devido a M ), a energia interna do plasma U (que leva à agitação térmica) e sua E cinética : (3.1) onde m(r) é a massa contida no interior de r e v(r) é a velocidade macroscópica da matéria no raio r. No caso do,, de modo que a do é negativa, já que OU SEJA; FELIZMENTE PARA NÓS, O SOL É CONFINADO !!

6 6 balanço de energia : a pressão do gás aquecido equilibra a atração gravitacional (terrível!) e impede o colapso da, que é confinada; »» Ou seja, como a perde energia radiativa continuamente pela superfície, se acontecer que: produção de energia nuclear = L. t + aquecimento do gás (U), então, não mais confinamento, mas equilíbrio mecânico é o chamado Equilíbrio Completo »» por outro lado, se a produção de energia nuclear é insuficiente, o confinamento (gravitacional) aumenta P gá s aumenta equilíbrio completo se re-estabeleça. »» Ou seja, há que se levar em conta a E pot da no seu balanço de E :

7 7 onde nuc = taxa de produção de En. Nucl./unid. de tempo e de massa. »» a soma das variações de Eint e Epot é chamada de VIRIAL (apud Clausius, do latim Vis, Vires = força) »» note que podem ser >0 ou <0. »» aplicando (3.2) ao :, e

8 8 o Sol está de fato em Equilíbrio Completo atualmente, já que: ou seja,. »» Aliás, quanto mais, a está próxima do Equilíbrio Completo : PORQUE?

9 9 L. t + aquecimento do gás (U) = produção de energia nuclear »» Em outros termos, evolução da mudanças em sua estrutura interna serão MUITO lentas Equilíbrio Completo

10 10 reações termostáticas : uma em equilíbrio completo tem que produzir E nuc a)em quantidade suficiente; b) de maneira termostaticamente estável: P ~ T, >0, pois nesse caso, se E nuc depositada, T P, dilatação da matéria T ESTABILIDADE TÉRMICA EM RELAÇÃO À PRODUÇÃO DE E (o raciocínio é obviamente, simétrico)

11 11 3: - Tempos Característicos, Papel de M e R: »» Os fatores dominantes para a estrutura e evolução estelares são: a MASSA e (em menor escala) o RAIO 3.1 Ordens de grandeza: grandezas médias == massa volumétrica ; Como, a Força Média exercida pela gravidade no volume V é. »» Se há Equilíbrio Mecânico, essa Força = uma x superfície da, e fortes dependências funcionais!!

12 12 »» O plasma estelar é dominado essencialmente pela P gás ou P rad, e sendo ~ T (gás perfeito) e ~ T 4, pode-se escrever: [EM caso do Sol MÉDIA] s quentes. IMPORTÂNCIA de M e R numa ESTRELA ! »» Ex. do :,

13 13 »» Limites encontrados em estrelas de tipos extremos: kgm -3 ; 10 6 < T c < 3 x Tempo de Queda Livre »» Se desligarmos subitamente o motor nuclear da, ?? Colapso Gravitacional (única força presente...): equação do movimento da matéria. As camadas da colapsarão de r num tempo característico tal que:

14 14 »» essa expressão aplicada à superfície de uma estrela define o Tempo de Queda Livre (free fall) como o tempo para que a colapse de metade do raio ( ) : »» Ex. Para o Sol: sem pressão gasosa, o Sol colapsaria em... ff ~ 1600 segundos ! 3.3 Duração da Contração Gravitacional

15 15 »» suponhamos que a estrela não faça reações de fusão no seu caroço central; Nessas condições, não existe o equilíbrio completo : produção de energia nuclear = L. t + aquecimento do gás (U) + = –, ou seja, a tem de R ( E potTotal ~ R -1 ) para E potTotal ;

16 16 »» de fato, se a estrela passa de R 1 para R 2 < R 1, o Teorema do Virial mostra que: e »» o brilho máximo que uma pode obter de sua é se: R 1 = e R 2, e o tempo durante o qual a pode brilhar nesse caso,, que é chamado de Tempo de Kelvin- Helmholtz,

17 17 »» no caso do Sol, = E pode-se escrever: Notas: 1) dependência com M ; 2) dados geológicos, geofísicos e biológicos TERRA tem mais de 4,5 x 10 9 anos; sua insolação constante nos últimos 10 8 anos o Sol evolui pelo menos desde essa época numa escala de tempo >> CONCLUSÃO IMPORTANTE??

18 18 conclusão importante?? A GRAVITAÇÃO NAO PODE ser a principal fonte de ENERGIA das estrelas, pois << t vida delas. 3) ou seja, fonte de energia estelar no caso de equilíbrio é a FUSÃO TERMONUCLEAR 3.3 Duração das Reações Nucleares »» uma reação nuclear típica ocorrendo no interior de uma : que libera uma energia, sendo

19 19 M noy sendo a massa nuclear e a diferença de energia de ligação dos núcleos X + a e Y + b. >0? ( exotérmica ) ; <0? »» Ex.: Combustão do H: 1 kg de H libera, energia suficiente para Ferver um lago de água gelada de 1000x150x10 m 3 !! »» E quanto consome o Sol / unidade de tempo? milhões de toneladas de H por segundo !!

20 20 »» pode-se mostrar das equações anteriores que : cada kg de H produz 0, kg de He, o que significa que a massa do Sol diminue de 4,26 x 10 6 toneladas/seg !! REPRESENTA ISSO MUITO, NO CASO DO SOL? TEMOS FUTURO? »» para responder a isso, há que saber que: 1)apenas ~15% da região central pode fazer fusão; 2)a composição isotópica aí foi de ~70% de H ; 3) M sol 2 x kg. para o Sol.

21 21 »» generalizando para as estrelas em geral, correspondendo à fase da Sequência Principal. »» com a relação massa-luminosidade dada acima (para a SP), »» como se sabe, T SP é de longe o maior de todos: >>

22 Ritmos de Evolução das Estrelas: dependem do balanço entre:, L, e. Assim, poderemos ter:,, ou Esquema com fases evolutivas de uma estrela de 10 M

23 23

24 24

25 25

26 26

27 27

28 28


Carregar ppt "1 II – ESTRUTURA ESTELAR 1: - Generalidades 2: - Definição de Estrela 3: - Tempos Característicos, Papel de M e R 4:- Ritmos de Evolução das Estrelas."

Apresentações semelhantes


Anúncios Google