Estructura estel·lar i fonts d'energia estel·lar (2015)

Resumen Catalán
Universidad Universidad de Barcelona (UB)
Grado Física - 2º curso
Asignatura Astronomia
Año del apunte 2015
Páginas 1
Fecha de subida 30/03/2015
Descargas 7
Subido por

Descripción

Esquema sobre l'estructura estel·lar i fonts d'energia estel·lar.

Vista previa del texto

dP GM r ρ =− dr r2 Equilibri hidrostàtic Estructura estel·lar ☆ Les condicions per l’equilibri intern d’una estrella poden ser expressades com 4 equacions diferencials Distribució de massa dM r = 4π r 2 ρ dr Producció d’energia dLr = 4π r 2 ρε dr Condicions de contorn: - A r=0: M=0 i L=0.
- A r=R: M=M, T=0 i P=0.
Gastón Creci Teorema del virial Ω = −2U Radiació dT ⎛ −3 ⎞ ⎛ κρ ⎞ ⎛ Lr ⎞ =⎜ ⎟⎜ ⎟⎜ ⎟ dr ⎝ 4ac ⎠ ⎝ T 3 ⎠ ⎝ 4π r 2 ⎠ Convecció dT ⎛ 1 ⎞ T dP = ⎜ 1− ⎟ dr ⎝ γ ⎠ P dr ⎧ E = U + Ω = ⎨ E=−U 1 ⎩ E= 2 Ω Gradient de temperatura Es produeix a temperatures de Cadena proró-protó (pp) Fonts d’energia estel·lar ★ M ≤ 1,5M ⊙ La font d’energia d’un estel prové de les reaccions nuclears que es produeixen al seu interior.
M > 1,5M ⊙ 10 7 K A ppII i ppIII, l’heli actua com a catalitzador. Per a que es puguin produïr és necessària la presència de partícules alfa.
Cicle CNO Quan s’hagi esgotat l’hidrogen, si la temperatura és prou alta (10^8 K), començarà la crema de l’heli.
Reacció tiple 𝛼 Producció de carboni Un cop s’ha cremat l’heli, els principals elements 20 presents són 12 C , 16O , Ne a una temperatura de (5-8 x10^8 K), el carboni pot reaccionar produint elements més pesants i alliberant energia.
12 12 C .
Producció d’ 16O .
Producció de 20 Ne .
C + 12C Formació de 16 O+ O Producció de 16 O i Dos possibles canals 16 28 28 Si .
+ cadena de reaccions 𝛼 Si .
Elements situats al voltant del 56 Fe . Nuclis estables i per tant, es deixen de produir reaccions nuclears.
Els elements més pesants es formen a partir de captures de neutrons en els anomenats procesos s (slow) i r (ràpid).
Processos s Es dona quan el flux de neutrons és petit i entre dues captures consecutives el nucli es desintegra. Es produeixen durant les fases tranquil·les de l’evolució estel·lar.
Processos r Requereixen un flux d’electrons gran perquè el nucli capturi més d’un neutró abans de desintegrar-se. Només es poden donar quan l’estel explota produïnt una supernova.
ΔU = LΔt L’energia interna augmenta a mesura que l’estel emet energia.
...