A condição de estabilidade e a estrutura estelar. A formação de estrelas a temperatura inicial em função da massa. Teoremas do Virial e o de Stefan Boltzmann. Luminosidade duma estrela. Transferências de energia. Reacções de fusão nuclear, a energia libertada e a definição de planeta, anã castanha e estrela.

9 Abril 2019, 14:00 • Rui Jorge Lourenço Santos Agostinho

A formação de estrelas a partir de nebulosas. As condições física das nebulosas (nuvens moleculares gigantes, gasosas): baixíssima densidade (10 partículas/cm³) e temperatura (10 K). O colapso gravítico e a formação de enxames de estrelas. A distribuição de massas pelas estrelas jovens: a função inicial de massa. A formação preferencial de estrelas de pequena massa. A formação de pequenas quantidades de estrelas de grande massa, que são essenciais à produção dos átomos pesados.

O colapso gravítico local e o Teorema do Virial: a energia gravitacional convertida em energia interna do gás. 

A equação de Boltzmann dum gás: energia cinética média em função da temperatura T.

O aumento de temperatura interna e o limite mínimo da massa duma estrela: 80 Mjup (massa de Júpiter). O limite para uma anã castanha, 13 Mjup, e a queima nuclear do deutério (d). Definição do que é um planeta, em massa.

A lei de Stefan Boltzmann e a emissão electromagnética de corpo negro. A emissão feita por um corpo à temperatura T, em todos os comprimentos de onda e todas as direções, por segundo e por unidade de área. A luminosidade de uma estrela. Cálculo da emissão total feita pelo sol e pelo corpo humano. O equilíbrio radiativo e produção interna de energia numa estrela que equilibra a sua luminosidade.

Os modos de transferência de energia entre corpos a diferentes temperaturas: radiação, convecção e condução. Exemplos dos mesmos. Transferência radiativa e o tempo real de propagação dum fotão desde o núcleo solar até à superfície.

A condição de equilíbrio hidrostático. A distribuição da Temperatura, pressão e densidade mássica no sol. A distribuição da massa pela esfera solar: a sua muito maior concentração no núcleo.

As razões para as forças de pressão não equilibrarem a força gravítica, para a massa interior numa estrela. O reajuste da estrutura do núcleo solar: o seu colapso, o imediato aumento de temperatura, e a expansão das camada mais externa devido à energia extra produzida pelo colapso.

A rarefacção do gás nas camadas externas dos sol. Comparação com a situação de gigante vermelha e a expulsão desta camada na etapa final de anã branca.

As reação nucleares da cadeia protão-protão que convertem hidrogénio em hélio 4. A força de repulsão electrostática e a necessidade de temperaturas elevadas no núcleo estelar, para os choques entre partículas acontecerem. O necessidade de temperaturas mais elevadas para chocar partículas com mais carga elétrica (átomos mais pesados).  Justificação das 80 Mjup (cadeia p-p) para uma estrela e das 13 Mjup (cadeia d-p) para uma anã castanha.

A perda de massa e a energia libertada nas reações de fusão nuclear: E=∆m.c^2.