Transporte de Energia em Estrelas

A energia gerada no núcleo de uma estrela deve viajar para fora em direção à superfície, e se isso ocorre principalmente pela difusão de radiação ou pela agitação em massa da convecção molda a estrutura e as propriedades observáveis da estrela.

Definition

O transporte de energia é o conjunto de processos físicos, principalmente difusão radiativa, convecção e condução, pelos quais a energia liberada no interior estelar é transportada para fora para ser irradiada da superfície.

Scope

O tópico abrange a difusão radiativa e o papel da opacidade, o gradiente de temperatura radiativo, os critérios de Schwarzschild e Ledoux que decidem onde a convecção se inicia, a teoria do comprimento de mistura como uma descrição prática do transporte de calor convectivo, e o papel muito menor da condução, exceto em matéria degenerada.

Core questions

• Como a energia é transportada do núcleo de uma estrela para sua superfície?
• O que determina se uma região transporta energia por radiação ou por convecção?
• Como a opacidade controla o fluxo de radiação através da matéria estelar?
• Por que as zonas de convecção ocorrem onde ocorrem em estrelas de diferentes massas?

Key concepts

• difusão radiativa
• opacidade
• gradiente radiativo
• critério de Schwarzschild
• convecção
• teoria do comprimento de mistura
• gradiente adiabático

Key theories

Difusão radiativa e opacidade

Em regiões radiativas, a energia se difunde para fora à medida que os fótons são repetidamente absorvidos e reemitidos; o gradiente de temperatura necessário para transportar o fluxo é proporcional à opacidade, a resistência da matéria estelar à radiação, que depende da composição, temperatura e densidade.

Início da convecção e teoria do comprimento de mistura

Quando o gradiente radiativo necessário para transportar o fluxo excede o gradiente adiabático, o gás torna-se instável à convecção e se inverte; a teoria do comprimento de mistura parametriza o transporte de calor resultante tratando bolhas de gás ascendentes e descendentes que viajam uma distância característica antes de se dissolverem.

Mechanisms

Os fótons transportam energia para fora por um caminho aleatório através do gás estelar opaco, com o gradiente de temperatura necessário definido pela opacidade. Onde este gradiente se torna muito íngreme para a estabilidade, parcelas quentes de gás sobem e as frias descem, transportando calor eficientemente por convecção e misturando a composição dessa região.

Clinical relevance

A localização e extensão das zonas de convecção governam as abundâncias superficiais, a atividade estelar e o magnetismo, o esgotamento de lítio e a mistura que alimenta a queima nuclear, e são uma grande fonte de incerteza em modelos estelares que a asterosismologia agora procura restringir.

History

Eddington estabeleceu o transporte radiativo como central para a estrutura estelar na década de 1920, Schwarzschild formulou o critério para a instabilidade convectiva, e a formulação do comprimento de mistura de meados do século XX, refinada por Bohm-Vitense, deu à convecção uma forma tratável ainda usada em modelos estelares modernos.

Debates

O tratamento da convecção em modelos estelares

A teoria do comprimento de mistura é uma aproximação de um parâmetro para um processo inerentemente tridimensional e turbulento; a calibração do comprimento de mistura e o tratamento do overshooting convectivo e das fronteiras permanecem incertos, e simulações hidrodinâmicas tridimensionais são usadas para testá-los e aprimorá-los.

Key figures

• Arthur Eddington
• Karl Schwarzschild
• Erika Bohm-Vitense
• Ludwig Biermann

Seminal works

• eddington1926
• kippenhahn2012

Frequently asked questions

Por que o Sol é radiativo internamente, mas convectivo perto da superfície?

No interior profundo do Sol, a radiação pode transportar a energia para fora com um gradiente de temperatura modesto, mas nas camadas externas mais frias a opacidade é alta e o gradiente necessário para a radiação excede o limiar de instabilidade, então o terço externo do Sol se inverte convectivamente.

O que é opacidade e por que ela é importante?

A opacidade mede a intensidade com que a matéria estelar absorve e espalha a radiação; alta opacidade dificulta a fuga dos fótons, forçando um gradiente de temperatura mais acentuado e, se for suficientemente acentuado, desencadeando a convecção, portanto, a opacidade é um fator chave que controla a estrutura de uma estrela.