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Equilíbrio Estelar: Como a Pressão de Radiação Equilibra a Gravidade nas Estrelas

Estrelas mantêm equilíbrio hidrostático: a força externa da pressão de radiação (e pressão de gás) equilibra a atração gravitacional para dentro, evitando o colapso.

O Equilíbrio

• Gravidade: Comprime o material estelar para dentro; depende da massa.
• Pressão: Térmica (gás) + pressão de radiação (momento dos fótons). Em estrelas massivas (>10 M☉), a pressão de radiação domina.
• Fonte de Energia: Fusão nuclear (H → He no núcleo) libera fótons → pressão de radiação.

Equação do Equilíbrio Hidrostático

dP/dr = -G m(r) ρ(r) / r²

O gradiente de pressão suporta o peso das camadas sobrejacentes.

Estabilidade

• Autorregulador: Se o núcleo se contrai → T aumenta → taxa de fusão ↑ → pressão ↑ → expansão → resfriamento → fusão diminui.
• Este loop de feedback negativo mantém a estabilidade por milhões/bilhões de anos (sequência principal).

Quando o Equilíbrio Falha

• Esgotamento do combustível → núcleo se contrai → novos estágios de queima (He, C, O, Si) → núcleo de ferro eventual.
• Ferro não pode fundir exotermicamente → colapso do núcleo → supernova (estrelas massivas) ou formação de anã branca (estrela de baixa massa).

Limite de Eddington

Luminosidade máxima onde a pressão de radiação iguala a gravidade. Acima dele, a radiação impulsiona perda de massa (ventos estelares). Relevante para estrelas massivas, discos de acreção.

O equilíbrio não é estático – é um balanço dinâmico e autocorretivo que define a vida de uma estrela.