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Estabilidade do Equilíbrio Térmico

Nossa última estimativa mostra que a luminosidade de uma estrela não é determinada por sua taxa de geração de energia por processos nucleares - nenhuma estimativa desta foi usada nas derivações até agora - mas somente pela condição de equilíbrio radiativo (1.51). Para a matéria normal, não degenerada, as razões físicas podem são: a pressão do gás precisa contrabalançar a gravidade, de acordo com a condição de equilíbrio hidrostático (1.24). Se a pressão interna precisa ser alta o suficiente para este equilíbrio, a temperatura precisa ser alta, de acordo com a equação de estado (1.25). O gradiente de temperatura, da temperatura alta no interior para a temperatura baixa na fotosfera, causará um fluxo resultante de radiação, de acordo com a condição de equilíbrio radiativo (1.51). Este fluxo está fixado pela condição de equilíbrio radiativo (1.51), seja a perda de energia, causada pelo fluxo de radiação, compensada ou não pela produção de energia nuclear no interior. Se a energia nuclear gerada é menor do que a perda por radiação na fotosfera, a estrela sofre uma perda de energia total. A única maneira de compensar esta perda de energia é pela liberação de energia gravitacional por contração. De acordo com o teorema do virial (1.29), somente metade da energia gravitacional perdida pode ser liberada como radiação na fotosfera. A outra metade automaticamente aumenta a energia térmica. Durante a contração, portanto, a temperatura interna se elevará, e consequentemente, a taxa de reações nucleares aumentará. A contração parará quando a energia liberada pelas reações nucleares for igual à perda por radiação na fotosfera, isto é, à luminosidade da estrela. Desta forma, a estrela tem como balançar o ganho de energia por reações nucleares e a perda por radiação. Este balanço não é atingido alterando a luminosidade, mas sim a taxa de reações nucleares, através da contração ou expansão.

Existem circunstâncias em que a estrela não consegue balançar a produção de energia nuclear com a perda por radiação através de uma contração ou expansão moderada. Isto ocorre quando a densidade interna é tão alta que a equação de estado do gás ideal (1.25) não é válida, como no núcleo de algumas gigantes e supergigantes vermelhas, em que os elétrons estão degenerados.

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