Publicada no physics review em 1967 e abdus salam

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publicada no Physics Review Letter, 19, 1264 em 1967, e Abdus Salam (1926-1996). A taxa varia de Q 10 2 ergs cm - 3 s - 1 , para T = 10 7 K e log g = 6, equivalente ao n´ucleo de uma estrela an˜a branca pr´oxima de T ef 13 000 K, para Q 10 15 ergs cm - 3 s - 1 , para T = 10 9 K e log g = 9, equivalente ao n´ucleo de uma estrela an˜a branca quente, che- gando a Q 10 18 ergs cm - 3 s - 1 , para T = 10 9 K e log g = 14, para uma estrela de nˆ eutrons. 400
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Figura 23.22: Diagrama temperatura-densidade mostrando as regi˜oes em que os diversos processos de emiss˜ao de neutrinos s˜ao dominantes, segundo os c´alculos de Naoki Itoh, Tomoo Adachi, Masayuki Nakagawa, Yasuharu Kohyama e Hiroharu Munakata (1989), Astrophysical Journal, 339, 354. Alguns valores aproximados para as taxas de produ¸c˜ ao de neutrinos s˜ao: pares ν = 4 , 9 × 10 8 ρ T 3 9 e - 11 , 86 T 9 se T 9 < 1 = 4 , 45 × 10 15 ρ T 9 9 se T 9 > 1 para e ρ em cgs. foto ν = 1 + 2 ( μ e + ¯ ρ ) - 1 401
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Figura 23.23: Refrigera¸c˜ ao por produ¸c˜ ao de neutrinos, segundo os c´alculos de Naoki Itoh et al. onde 1 = 1 , 103 × 10 13 ρ - 1 T 9 9 e - 5 . 93 /T 9 2 = 0 , 976 × 10 8 T 8 9 (1 + 4 , 2 T 9 ) - 1 ¯ ρ = 6 , 446 × 10 - 6 ρT - 1 9 (1 + 4 , 2 T 9 ) - 1 para e ρ em cgs. plasma ν = 3 , 356 × 10 19 ρ - 1 λ 6 ( 1 + 0 , 0158 γ 2 ) T 3 9 se γ 1 = 5 , 252 × 10 20 ρ - 1 λ 7 , 5 T 1 , 5 9 e - γ se γ 1 para e ρ em cgs, e onde γ = ¯ hw 0 kT λ = kT m e c 2 402
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Figura 23.24: Varia¸c˜ ao na produ¸c˜ ao de neutrinos com temperatura e den- sidade, segundo os c´alculos de Naoki Itoh et al. O diagrama mostra os contornos para a taxa de perda de energia por unidade de volume e por unidade de tempo pela emiss˜ao de neutrinos, em unidades de log Q (ergs cm - 3 s - 1 ), somando-se todas as perdas de neutrinos por produ¸c˜ ao de pares, foto-neutrinos, plasma-neutrinos e bremsstrahlung. e w 0 ´ e a freq¨uˆ encia de plasma: w 2 0 = 4 πe 2 n e m e ao-degenerado = 4 πe 2 n e m e " 1 + ¯ h m e c 2 ( 3 π 2 n e ) - 2 3 # - 1 2 degenerado brems ν 0 , 76 Z 2 A T 6 8 para e ρ em cgs. Em um g´as n˜ao-degenerado, a remo¸c˜ ao de energia t´ ermica causa con- tra¸c˜ ao do n´ucleo. Pelo teorema de Virial, quando a densidade aumenta, a temperatura tamb´ em aumenta. Entretanto, em um g´as degenerado, a press˜ao ´ e praticamente independente da temperatura e uma redu¸c˜ ao da energia t´ ermica causa redu¸c˜ ao da temperatura. No n´ucleo degenerado de estrelas de massa at´ e cerca de 10 M , o esfriamento pelo processo de plasma neutrinos, e em menor grau pelo processo de emiss˜ao de fotoneutrinos, inibe 403
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a eleva¸c˜ ao da temperatura no n´ucleo para as temperaturas necess´arias para o in´ ıcio da queima do carbono. Se a massa total for suficiente para que a massa do n´ucleo atinja o limite da massa m´axima de uma an˜a branca, com densidades nucleares da ordem de 1 a 2 × 10 9 g / cm 3 , inicia-se a queima explosiva do carbono em um n´ucleo altamente degenerado, resultando em uma supernova. As taxas de emiss˜ao de neutrinos atualmente utilizadas foram calcula- das pelo astrof´ ısico japonˆ es Naoki Itoh, publicadas em 1996 no Astrophy- sical Journal , 102, 411–424, e est˜ao dispon´ ıveis na forma de tabelas ou de sub-rotinas FORTRAN em n itoh/182.html.
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