RE test2 Flashcards
Conservação da massa
dMr = 4pir^2pdr
equilibrio hidrostático
dP/dr = -GpMr/r^2
Teorema do Virial
2ET + EG = 0
EG < 0 ou EG > 0
EG < 0
E total de uma estrela=
EG +ET = EG/2
Numa dada area dA a uma distracia r do centro da estrela, num dado volume as forças aplicadas são=
dPdA e Fg ambas para baixo
Justificação da Etotal ser negativa
uma estrela resulta da compressão de uma neblossa que por sua vez resulta nukma umento d atempertura e esta é radiada pra o espaço
Inicialmente não se conhecia que tipo de energia par alem da gravita e termica?
a nuclear
uma consequencia da falta de conhecimento da energia nuclear era a idea que____________
metade da energia gravitica era convertida em energia termica e o restto era irradiado assim resultando em contrções muitos lentas de estrelas
equação da luminosidade
dLr= 4pir^2dr p e
dLr é
um fluxo de energia radiada alimentado pela varoiação de tempertaura nas estrelas
Equação da produção de enrgai
dT/dr = -3xpLr/4abcT^3 *4pir^2
a conveção dentro de estrelas é?
a deslocação de gás dentro das estrelas devido a diferenças de densidade
se p da bolha que subiu é inferior à densidade da visinhança esta continua a subir true?
true
se p da bolha que subiu é inferior à densidade da visinhança esta continua a subir true?
true
Quando a condição de estabiliada de Schwarzchild é verificada o que acontece?
não ocorre convecção
qual a condição de schwatzchild
|dT/dr| inferior a (1-1/y)T/P|dP/dr|
Ser instavel em termos de convecção significa que ocorre ou não?
ocorre
Podemos dizer que no sol o gás é ideal cause
as energais de ligação interatomicas soa muito inferiores às eneria cinéticas logo oas atomo não formam liquidos ou sólidos
Pra um gás totalemnte ionizado N/V=
N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH
N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH
X?Y?Z?
fração massica do H
do HE
dos restantes
Peso molecurar?
u= (2X +3/4Y+1/2Z)^-1
se escrevermos N/V= (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH podemos escrever
P= kbT (2X +3/4Y+1/2Z)p/mH = kbT/u*p/mH
COndições de fronteira para as quatro equações de equilibrio de fromação de uma estrela para r=0
Mr = 0
Lr=0
COndições de fronteira para as quatro equações de equilibrio de fromação de uma estrela para r=R
T=0
p=0
Chegar a L = M^3 e L= T^6
ver anexo 1 e 2
diagrama de Hertzprung-Russel, ou diagrama HR é o diagrama que espressa a relaºão entre
log L/lo e Log T
diagram de HR ou hertzprung russel imagem…?
foto 3
A igualdade L = T^6 não se verifica para
pequenas massas
Logenvidade de uma estrela=
t= M/L uma vez que a massa é proporcional à quantidade de con«mbustivel disponivel numa estrela e L a velociade a que é queimado
relação entre L e massa no gráfico
ver foto 4
Digrama de HR para estrelas proximas
ver foto 5
Pelo diagrama de HR porque é que as gigantes vermelhas não obdecem a L= T^6
BIG MASS means BIG L
Pelo driagmara de Hr as anâs brancas têm pouca L because
SMALL MASS means SMALL L
à curva L=T^6 no diagram de HR chama-se
sequência principal
o que é a pressão de degenerescencia eletronica
quando todos os estado estão ocupados devido a uma compresão do volume vai surgir uma pressão contrátia à compressão que surge do principio da esxclusão de Pauili
Explicar a formação de gigantes vermelhas
enquanto houver energia nuclear para queimar a termica quilibra agravitica garantindo integridade estrutural à estrela,
quando esta enrgai nuclear acaba o nucleo contrai
Quando uma estrela contrai de acador com HR vai emitir radiação termica
Energai termica acumula nas camadas mais proximas do núcleo
Extremos da sequencia principal
SMALL MASS LOW L LOW T
BIG MASS HIGH L HIGH T
SMALL MASS LOW L LOW T explicação de formação
-estrela contrai por contrção gravitaca
-aumento da energia termica
-não ocorre fusão nuclearpois a tempertura não é grande o suficinete
-chega a um limite de massa
ANÂ CASTANHA
NOME DA ESTRELAS DO ESTREMOS DA SEUQNCIA PRINCIPAL COM MASSA PEQUENA
ANÂ CASTANHA
os limites de massa inferioeres ocorrem because
embora a reação nuclar nao ocorra para contrariar a contração gravitica, a degenerescencia eletronica vai contraror essa contração, assim à um limite à contração e por sua vês à temperatura emitida
o limite de massa máxima é chama-se de
limite de eddington
Limte de eddington formula
L< 4pi cGM/X
formula da energai e ligaºão de um nucleo
B= [Nm(n) +Z m(p) -mass(X)]c^2
quando maior a energia de ligação por nucleao
maior a estabilidade do nucleo
Processos de trasnmutação nuclear
fusãi
cisºao
a principal origem da enrgia nuclar nas estelas `dad por?
fusao nuclaer
a longevidade de uma estela é dada pela
energia libertada por fusão nuclear/ L
Sendo A+B–> C+D
A energai libertada é dada por
Q= (ma+mb - mc -d)c^2
taxa da reaçãu nuclar
r= na *nb *6(v) * v (1+d)^-1
no equilibrio a taxa de reação nulcar é
igual
podemos escrever v6(v) da seguinte maneira
<6*v>
equaçao de maxwel das velcdidades para tempertauras diferenets
ver imagem 6?
A barreira de columblo é o fator que
impede a reação de fusão de ocorrer
A barreira de columblo é o fator que
impede a reação de fusão de ocorrer
potencial de coumbomb formula
U = 1/4pi 30 * Z1*Z2 * e^2/r
As reações nuclares ocorrem quando
R= Ra+Rb = RoA^(1/3)
Reações nucleares podem também ocorrer por
tuneling quantico
As reações de fusão ocorrem por
tunneling quantum
A probabilidade detunelamento quantico ?
P= e^-2pin
n - paremetro de somerfeld
P= e^-2pin com energia de gamow
P= e^-(EG/E)^0.5
EG energia do pico de gamow
FAtor astrofisco é?
função que contem informação sobre as porpriedades nuclares dos nucleos qie interagem como energia rossonantes e estados semi-resonantes
Probabilidade de reação imagem com o pico de Gamow
imagem 7
As reações nuclares ocorrem para que intervalo de valores de energia
E0 + - DELTAEo/2
Realão entre a enrgia de resolancia e o estadoq ause ligado para a reação A+B–>X
Er = (mx-mb-ma)c^2 +E*
Queima Terrmonuclear do H por:
Ciclo CNO
Cadeia pp
Quantas cadeias pp temos dentre da principal
3
As reações que envolvem aplhas (4He) são de força______?
forte
Reações de força forte têm secção eficaz menor ou maior
maior
Reações com raios gamma são eletromganéticas
:)
O ciclo CNO converte
protões me alphas, libvertado energai e neutrinos
ciclo CNO
imagem 8
cadeia pp
imagem 9
consequencia dp ciclo cno
12C +4p—–>
12C +4p—–> 12C +4He +2B+ +2ve
ver imagem 10
quais as conclusões da imagem em relação à tempertaura e à taxa de ocorrencia do ciclo
CNO só ocorre para umas temperatuas
pp ocorre para todas as temperturas
As estrlas mais antigas têm muita ou pocua energia nuclar? WHY?
muita
cause nãp tem temperatura suficnete para que as realões do CNO ococrram
qual é o catalizador da reação do pp
why?
1H+1H —-> 2H + e+ + ve
pois resulata de uma interção fraca() neutrinos
os nuetrinos são iundicação de uma interação fraca
true
pela imagem 11 justifque porque é que a reação de 12C(p,gamma)13N ocorre
embora a particula vá para um estado mais energético (excitado de 13N) este é mais provavel uma vez que coicide com uma resonancia
o balanlo energéyico é 2,265-1,934= 0.457\
processo tripo alpha é o método de produção de
elemtos mais pesados
Os isotopos com massa de 8 e 5 não existem no esatdo estavel
rue
a reação de triplo alpha ocorre apesar da coisa de coulomb bc:
resonancia
high T
Como chegar a tempertauras grandes o suficnite para que ocorra uma reação tripo alpha
start has no more flul
time to contract (more EG)
stop bc degenerescencia
But because EG bigger then ET bigger
With Bigger T reactions take place
Recations stop contraction
reação tripo alpha
a +a+a = 12C + y
reações com 12C +12C para formar Ne Na Mg
12C +12C = 20Ne +alpha
12C +12C = 23Na +p
12C +12C = 23Mg + n
16O +16O vai formar:
Si S P
O Ne vai formar Mg através de da fototodissociação de Ne
pois
Aprtir do SI as reações para formaçao de elemtos mais pesados vão ocorrer por ;
fotodissociação e captura radiativa
Evolução estrelar
ver anexo 3
Uma forma de perda de massa solar
vento solar
Como é que o vento solar funciona
Uma gigante vermelha tem pouca força gravitica na sua superficie, massa fácilemnte sai
Quando verificamos quepara R infinito a pressãp é difente de zero então
temos ventos solares
Tipos de supernovas
Ia
Ib
Ic
II
Tipo Ia de supernova descrver
Pouco H
Muito C
estrela ana aumenta o seu tamnho até ao limite colapsa T aumenta C bruns a lot very fast Explodes
Descrevr Ib
muito He
similra a II
camda externa com H é explida antes de explodir
Tipo Ic descrever
pouco He e H
tipo II similar mas a camada de He e H é expelidad antes da explosaõa
Tipo II
Muito He e H
Very big start Nucleous runs out of flue´ CONTACT Nucleos very small Stop bc degenerescincia resalto do material que ainda estava a contrair onda de shock aquece as camadas ocorrem reaºões nuclears distribuição nºao simetrica dos elemtos por camadas mais pesados ao centro top layers have he e h camdas são arrancadas explosão
Nucleo sintesde para alem do Fe ocrre por_______? Tipos de processos?
captura de neutroes
p, s, r
O processo s é rápido ou lento? E o r?
Lento
Rápido
Agora o gráfico de taxa de uma realºao nuclear se dar é dado pelas funções de ? Porque?
probabilidade da reação
densidade de maxwell boztman
pois não tem carga(os neutroes são neutros) por isso não há tunneling
Se ouver resonancia o processo é ? e se noa houver?
R
S
No processo S <6v>=
E
= 6t * vt
e
= 1/(Nn *t)
t é o tempo de captura de neutroes
No processo s o tempo médio de captura de neutroes é superior à meia vida dos elementos instaveis
true
nos elemetos ligeiramente instaveis pode ocorrer processo s desde que
a meia vida seja inf a Tv
ver imagem 14
EGTNJASDFGHJI
