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A massa inicial de uma estrela determina como será sua evolução, ela estabelece qual final de vida a estrela terá, podendo ser uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. As propriedades estelares são determinadas pelo equilíbrio entre a gravidade e os mecanismos de pressão capazes de impedir o colapso gravitacional, para que uma estrela possa se manter em equilíbrio existem duas principais forças atuantes, a força gravitacional do exterior para o interior, que deu o início a sua formação pelo colapso da matéria dispersa, e a força de fusão nuclear - ou pressão de degenerescência quando não se tem mais atividade nuclear atuante -, do interior para o exterior, que equilibra a atuação gravitacional. Nas estrelas de nêutrons e nas anãs brancas, são as pressões de degenerescência dos nêutrons e dos elétrons, respectivamente, que atuam para que haja o equilíbrio interno. Devido às elevadas densidades e aos intensos campos gravitacionais presentes nesses objetos, a descrição de seu equilíbrio pode exigir diferentes abordagens físicas. Nesse contexto, este trabalho tem como objetivo analisar a estrutura de anãs brancas e estrelas de nêutrons, investigando a influência dos efeitos relativísticos e não relativísticos nas relações entre massa, raio e pressão central. Foram utilizados códigos numéricos em linguagem C obtidos na literatura científica, para a integração numérica das equações que descrevem o equilíbrio hidrostático de estrelas compactas. No regime relativístico, foi utilizada a equação de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV), considerando objetos esféricamente simétricos, estáticos e eletricamente neutros. Os resultados numéricos foram utilizados na construção de curvas de massa-raio e massa-pressão central a fim de se observar a mudança em suas condições de contorno. Verificou-se que as anãs brancas apresentam massas próximas ao limite de Chandrasekhar, da ordem de 1,4 a 1,5$M\odot$, e raios da ordem de milhares de quilômetros, enquanto as estrelas de nêutrons apresentam massas da ordem de 1 a 2$M\odot$ e raios típicos de aproximadamente 10 km. Apesar de apresentarem massas de mesma ordem de grandeza, a grande diferença em seus raios resulta em densidades médias muito distintas, sendo as estrelas de nêutrons caracterizadas por densidades extremamente elevadas, na ordem de $10^{17}kg/m3$ em comparação com $10^{9}kg/m3$ das anãs brancas. A análise das relações massa-raio evidencia ainda que os efeitos relativísticos são menos significativos na descrição estrutural das anãs brancas, enquanto se tornam fundamentais para as estrelas de nêutrons, pois as altíssimas densidades desses objetos tornam necessária a consideração da relatividade geral. Os resultados numéricos obtidos contribuem para a compreensão das condições físicas que determinam a estrutura e os limites de estabilidade desses objetos compactos, destacando a importância da abordagem relativística no estudo de estrelas de nêutrons.
| CPF | 10006658954 |
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