V: ESTRELAS POLITRÓPICAS »» Estuda-se a estrutura estelar  determinar P(r,t), T(r,t), n(r,t) em função da MASSA e XYZ das  Isto é, procura-se sistema de equações que descrevam isso. »» Existem modelos muito simplificados que o fazem modelos que   soluções analíticas ou numéricas muito simples:  Esses modelos são as chamadas estrelas politrópicas, ou politropos.

5.1: Variacões Politrópicas »» P/ gás perfeito completamente ionizado, c/ efeitos da Pr numa variação adiabática, (5.1) , sendo NOTA: » Se dp/d = constante, pode-se definir: "Variação Politrópica de índice n" como: (5.2), sendo n = constante

» n é o Índice Politrópico, e as variações de P c/  (ou outro parâmetro) ≡ "Variações Politrópicas" (copyright by R. Emdem) »» das eqs. anteriores, (5.3) , e para n=cte,  numa variação adiabática politrópica, = cte. Casos limite: ; » Da mesma forma, com relações anteriores, (5.4) , e (5.5)

»» Ou seja, um Politropo é caracterizado pelas relações (n = cte.) , e , sendo p. ex., »» Utiliza-se essas relações + + as equações básicas da estrutura estelar   soluções para o objeto 

 das três relações entre , T e P   casos especiais de variações politrópicas: a) ≡ ≡ ≡ caso adiabático, pois ;  serve também p/ gás DG não relativístico, onde . b) ≡ ≡ padrão" para o Sol;  serve também p/ gás DG relativístico, onde . ≡ "modelo

c) ≡ politropo de P = constante { já que, das eqs. 5.2 ou 5.5, dlnP / dln = 0 } d) ≡ politropo de  = constante { já que, da eq. 5.4, dln / dlnT = 0 } e) ≡ politropo de T ≃ constante { já que, da eq. 5.4, com , dlnT / dln ≃0 } 5.2 5.5 5.4

Comentários: 1) n = 3 corresponde a estrelas em equilíbrio radiativo, como o Sol em sua > parte. 2) n = 3/2 corresponde a estrelas em equilíbrio convectivo adiabático, convectivo, com movimentos rápidos, sem troca de calor entre duas regiões da ; Ex.: estrelas anãs vermelhas (dMe) ≡ interior completamente

1) Degenerescência (Marcelle, dia 30/09) EVOLUÇÃO ESTELAR/2004: TEMAS PARA SEMINÁRIOS 1) Degenerescência (Marcelle, dia 30/09) 2) Equilíbrio radiativo (Tatiana, dia 07/10?) 3) Convecção nas estrelas 4) Taxas de reações nucleares no interior estelar 5) Os ciclos próton-próton e CNO 6) O processo triplo-alfa e a queima de elementos pesados 7) Perda de massa nas estrelas 8) Heliossismologia e o interior do Sol 9) Neutrinos nas estrelas 10) Formação estelar 11) Anãs marrons 12) Nucleosíntese por captura de nêutrons (processos r, s e p) 13) Colapso gravitacional e explosão 14) Estágios avançados da evolução estelar (após o ramo das gigantes) 15) Anãs brancas 16) Estrelas de nêutrons 17) Buracos negros 18) Evolução química na SP 19) Outras SPs 20) Evolução com queima do He