Transporte de energia pelo movimento dos corpos ou

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(transporte de energia pelo movimento dos corpos), ou radia¸c˜ ao (transporte de energia pelo campo eletromagn´ etico). Para qualquer desses trˆ es meca- nismos ´ e o gradiente de temperatura que essencialmente determina o fluxo de energia. Portanto, precisamos considerar estes mecanismos em detalhe para determinar o gradiente de temperatura que ir´a produzir um fluxo que obede¸ca `a condi¸c˜ ao (23.142) ou (23.143). A condu¸c˜ ao normalmente ´ e muito lenta e, portanto, n˜ao contribui seria- mente para o transporte de energia no interior estelar. Como o livre caminho edio dos ´ ıons e el´ etrons ´ e t˜ao pequeno, comparados com o raio estelar, a condu¸c˜ ao pode ser desprezada nas estrelas normais. Existem condi¸c˜ oes es- peciais, como o caso de g´as degenerado, no interior de estrelas an˜as brancas e estrelas de nˆ eutrons, e mesmo no n´ucleo de gigantes vermelhas, em que o livre caminho m´ edio dos el´ etrons ´ e muito grande, e a condu¸c˜ ao por el´ etrons, muito efetiva. Nas pr´oximas se¸c˜ oes, consideraremos, em detalhe, os dois mecanismos de transporte de energia que dominam no interior da maioria das estrelas, radia¸c˜ ao e convec¸c˜ ao. 23.11 O Transporte de energia radiativo Se o interior estelar fosse isot´ ermico, a intensidade de radia¸c˜ ao seria isotr´opi- ca, e n˜ao existiria um fluxo de radia¸c˜ ao l´ ıquida em qualquer dire¸c˜ ao. De fato, entretanto, existe um gradiente radial de temperatura. Conseq¨uentemente, se olharmos, de qualquer ponto do interior da estrela, na dire¸c˜ ao do centro, veremos um fluxo de radia¸c˜ ao vindo da regi˜ao abaixo, um pouco mais quente. Se olharmos para fora, veremos radia¸c˜ ao vinda de uma regi˜ao um pouco mais fria. O fluxo resultante de radia¸c˜ ao ´ e direcionado para fora. Qual o valor desse fluxo? Isso depende da opacidade dos gases. Se a opa- cidade for baixa, veremos, de um dado ponto, at´ e regi˜oes bem mais quentes para dentro e at´ e regi˜oes bem mais frias para fora; a anisotropia da radia¸c˜ ao ser´a grande, e o fluxo l´ ıquido para fora ser´a grande. Vamos representar a opacidade por seu coeficiente de absor¸c˜ ao por unidade de massa, K , definido de forma que: Kρd nos d´a a fra¸c˜ ao da energia do feixe absorvida atravessando a distˆancia d . O coeficiente de absor¸c˜ ao no interior estelar ´ e da ordem de 1 g - 1 cm 2 e nunca muito menor. Se usarmos, novamente, a densidade m´ edia do Sol como representativa, vemos que ´ e da ordem de um cm - 1 e, portanto, no interior das estrelas, uma distˆancia da ordem de 1 cm ´ e suficiente para 333
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absorver uma alta fra¸c˜ ao da intensidade do feixe. De fato, uma espessura de arios cent´ ımetros ´ e completamente opaca. N˜ao veremos, portanto, muito longe, para dentro ou para fora, a partir de qualquer ponto do interior da estrela. A diferen¸ca de temperatura nessa pequena distˆancia ser´a da ordem de um mil´ esimo de um grau, j´a que a queda de temperatura por todo o raio do Sol, R = 7 × 10 10 cm, ´ e de T c = 15 × 10 6 K. O campo de radia¸c˜ ao, portanto, ´ e muito aproximadamente isotr´opico e poder´ ıamos negligenciar
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