Equilíbrio hidrostático: diferenças entre revisões
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Em [[mecânica de fluidos]], diz-se que um [[fluido]] está em '''equilíbrio hidrostático''' quando ele estiver em repouso, ou quando a velocidade de [[escoamento]] não mudar ao longo do tempo em todos os pontos do fluido. Isto significa que um fluido em equilíbrio (perfeito) é um referencial inercial, já que nele a força resultante que atua em cada ponto é nula.
O equilíbrio hidrostático ocorre em [[estrela]]s quando há o balanço entre a atração do [[campo gravitacional]] das camadas superiores pelas inferiores, e entre a diferença de [[pressão]] entre essas camadas, que provoca uma força cujo sentido é contrário ao centro da estrela. Se a força de pressão e a força da gravidade não forem equivalentes, a estrela sofrerá mudanças radicais em sua estrutura.<ref name= if-ufrgs>{{citar web|url=http://astro.if.ufrgs.br/evol/node13.htm|título=Equilíbrio Hidrostático|data=|website=IF-UFRGS|acessodata=30 de outubro de 2018|publicado=30 de setembro de 2008|ultimo=S.O.|primeiro=Kepler}}</ref> Estrelas com menos massa permanecem em equilíbrio por mais tempo, pois consomem seu estoque de [[hidrogênio]] mais lentamente e, consequentemente, produzindo por mais tempo a força externa necessária para manter sua estrutura. O [[Sol]], por exemplo, durará mais cerca de 4,5 bilhões de anos.
A equação fundamental do equilíbrio hidrostático estelar é:<ref name= if-ufrgs/>
:<math>\frac{dP}{dr}=-\frac{G M(r)\rho(r)}{r^2}</math>
Em que <math>r</math> é a distância ao centro da estrela, <math>\rho(r)</math> é a densidade naquela particular distância, e <math>M(r)</math> é a massa da estrela do centro até aquela distância, calculada através da seguinte integral:<ref name= if-ufrgs/>
:<math>M(r)=\int_0^r 4\pi r'^2\rho(r')dr'</math>
Além de estrelas, o equilíbrio hidrostático é importante para todos os corpos celestes.
{{Esboço-física}}
{{Referências}}
[[Categoria:Mecânica de fluidos]]
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