Use este identificador para citar ou linkar para este item: http://hdl.handle.net/123456789/9178
Título: A FíSICA DAS ESTRELAS DE NÊUTRONS E ANÃS BRANCAS
Título(s) alternativo(s): THE PHYSICS OF NEUTRON STARS AND WHITE DWARFS
Autor(es): MEDEIROS, Alexandre Vidal
Palavras-chave: Astrofísica;
Estrelas de nêutrons;
Anãs brancas
Astrophysics;
Neutron Stars;
White Dwarfs
Data do documento: 28-Jul-2022
Editor: UFMA
Resumo: A atração gravitacional dentro de uma estrela típica é equilibrada pela pressão térmica causada pelas reações nucleares que ocorrem em seu interior. Quando o combustível nuclear se esgota e não há nenhuma outra fonte de pressão térmica para equilibrar a gravidade, a estrela continua a se contrair a menos que algum tipo de pressão diferente da térmica seja capaz de equilibrar a gravidade novamente. Os elétrons dentro da matéria estelar constituem um gás de Fermi, e quando a densidade dentro da estrela em contração se torna suficientemente alta, esse gás de elétrons se torna "degenerado". Esse gás de Fermi degenerado exerce o que é conhecido como pressão de degenerescência, uma vez que os elétrons são férmions e respeitam o princípio de Pauli. Acredita-se que estrelas anãs brancas representem configurações estelares nas quais a atração gravitacional para dentro é equilibrada pela pressão de degenerescência do gás de elétrons. Em densidades muito altas, os elétrons são forçados a se combinar com núcleos para produzir matéria composta principalmente de nêutrons. Como os nêutrons também são férmions, um gás de nêutrons também exerce pressão de degenerescência. Uma estrela de nêutrons é uma configuração estelar na qual a gravidade é equilibrada pela pressão de degenerescência dos nêutrons. Estudaremos a estrutura dessas estrelas obtendo e resolvendo as equações que modelam a dinâmica estelar, complementadas por uma equação de estado que descreve a matéria dentro dos objetos, encontrando limites de massa e outras relações características, que serão comparadas com dados reais de observações astronômicas. Utilizaremos o sistema de álgebra computacional Mathematica e programação Python, mostrando no apêndice os códigos escritos para resolver e plotar os gráficos das equações de interesse.
Descrição: The gravitational pull inside a typical star is balanced by the thermal pressure caused by nuclear reactions taking place inside it. When the nuclear fuel runs out and there is no other source of thermal pressure to balance gravity, the star continues to contract unless some kind of pressure other than thermal pressure is able to balance gravity again. The electrons within stellar matter constitute a Fermi gas, and when the density within the contracting star becomes sufficiently high, this electron gas becomes “degenerate”. This degenerate Fermi gas exerts what is known as degeneracy pressure, since electrons are fermions and respect the Pauli principle. White dwarf stars are thought to represent stellar configurations in which the inward pull of gravity is balanced by the degeneracy pressure of the electron gas. At very high densities, electrons are forced to combine with nuclei to produce matter consisting mainly of neutrons. As neutrons are also fermions, a neutron gas also exerts degeneracy pressure. A neutron star is a stellar configuration in which gravity is balanced by the degeneracy pressure of neutrons. We will study the structure of these stars by obtaining and solving the equations that model stellar dynamics, complemented by an equation of state that describes the matter inside the objects, finding mass limits and other characteristic relationships, which will be compared with real data from astronomical observations. We will use the Mathematica computer algebra system and Python programming, showing in the appendix the codes written to solve and plot the graphs of the equations of interest.
URI: http://hdl.handle.net/123456789/9178
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