¿Cómo se supera la presión hidrostática cuando se forma una estrella?

La respuesta se encuentra en algo llamado teorema virial y en el hecho de que la contracción de una nube de gas/protoestrella no es adiabática: el calor se irradia a medida que se contrae.

Tiene razón, una nube que está en equilibrio tendrá una relación entre la temperatura y la presión en su interior y el "peso" gravitacional que presiona hacia adentro. Esta relación está encapsulada en el teorema virial, que dice (ignorando complicaciones como la rotación y los campos magnéticos) que el doble de la energía cinética sumada de las partículas ($K$) en el gas más la energía potencial gravitacional (negativa) ($\Omega$) es igual a cero.

$$2K + \Omega = 0$$

Ahora puedes escribir la energía total de la nube como

$$E_{tot} = K + \Omega$$ y por lo tanto del teorema del virial que $$E_{tot} = \frac{\Omega}{2},$$ que es negativo.

Si ahora eliminamos energía del sistema, permitiendo que el gas irradie energía, de modo que$\Delta E_{tot}$es negativo , entonces vemos que

$$\Delta E_{tot} = \frac{1}{2} \Delta \Omega$$

Asi que$\Omega$se vuelve más negativa , que es otra forma de decir que la estrella está adquiriendo una configuración más colapsada.

Extrañamente, al mismo tiempo, podemos usar el teorema del virial para ver que

$$\Delta K = -\frac{1}{2} \Delta \Omega = -\Delta E_{tot}$$ es positivo _ es decir, las energías cinéticas de las partículas en el gas (y por lo tanto sus temperaturas) en realidad se vuelven más calientes. En otras palabras, el gas tiene una capacidad calorífica negativa. Debido a que las temperaturas y densidades son cada vez más altas, la presión interior aumenta y puede soportar una configuración más condensada. Sin embargo, si las pérdidas radiativas continúan, también lo hará el colapso.

Este proceso finalmente se detiene en una estrella por el inicio de la fusión nuclear que suministra la energía que se pierde por radiación en la superficie (oa través de los neutrinos del interior).

Entonces, el punto clave es que el colapso inevitablemente se produce si la energía escapa de la protoestrella. Pero el gas caliente irradia. La eficiencia con la que lo hace varía con la temperatura y la composición, y se realiza predominantemente en las partes infrarroja y submilimétrica del espectro, a través de transiciones vibratorias y rotacionales moleculares. Las luminosidades infrarrojas de las protoestrellas sugieren que este colapso tiene lugar en una escala de tiempo inicial de menos de un millón de años y esta escala de tiempo se establece según la eficiencia con la que se puede eliminar la energía del sistema.

A medida que las nubes de gas colapsan, aumentan su energía interna (medida por la temperatura). Esto es parte de lo que hace que su presión aumente. Sin embargo, a medida que aumentan la temperatura, también aumentan la cantidad de radiación que emiten. A medida que emiten radiación, su energía interna disminuye y, por lo tanto, su presión también disminuye, lo que permite un mayor colapso.

Esto hace que parezca que la temperatura disminuiría, pero resulta que la física involucrada hace que cuando se extrae la energía interna de una nube de gas que colapsa (al irradiar la energía), la cantidad de energía gravitatoria que se convierte en energía interna energía es mayor que la cantidad de energía interna que se irradia. Por lo tanto, la temperatura aumenta a medida que la nube de gas colapsa, aunque el colapso ocurre porque la energía se está irradiando. De esta manera, se puede considerar que las nubes de gas que colapsan tienen un calor específico negativo: la eliminación de energía del sistema en realidad aumenta la temperatura, debido a la energía gravitatoria que se libera.

Para una distribución esférica uniforme de masa (nube de gas y polvo) de radio$R$y masa$M$en ausencia de campos magnéticos, de radiación, etc., tenemos$dm = 4\pi \rho r^2 dr$y la energía potencial de una capa esférica de radio interior$r$y exterior$r + d r$es$dU = -G\frac{m(r)dm}{r}$,$m(r) = \frac{4}{3}\rho r^3$, y una integración simple produce,

$$U(r) = -\frac{3}{5} \frac{GM^2}{R}.$$ Para que una distribución de masa colapse, según el teorema del virial, $2K + U <0$, con $K$la energía cinética de la masa, principalmente debido al movimiento térmico, es decir $K = \frac{3}{2} NkT$, dónde $N$es el número de moléculas. Si expresamos la masa de la nube como $M = N \mu$con $\mu$la masa media de las moléculas, entonces la desigualdad anterior para que la nube colapse se convierte en $$M> M_{\text{Jeans}}, \quad M_{\text{Jeans}} \equiv \left( \frac{5kT}{G\mu} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi \rho} \right)^{1/2},$$

la condición que implica el límite de Jeans para la masa de una nube. Es obvio a partir de esta desigualdad que las nubes densas y frías son más fáciles de colapsar y formar una estrella.

La ecuación que relaciona la presión y la densidad se conoce como ecuación de estado; es en general desconocido.

El secreto está en evacuar el calor, principalmente por radiación. Pero para esto necesita polvo o "metales", ya que solo H y Él irradian de manera muy ineficiente. Paradójicamente, no es tan fácil colapsar por completo.

(Por cierto, para la materia oscura no hay radiación posible para disipar la energía, lo que la mantiene borrosa y mucho menos concentrada que la materia ordinaria).

Nebulosas: una nebulosa de emisión es una nebulosa formada por gases ionizados que emiten luz de varias longitudes de onda. La fuente más común de ionización son los fotones ultravioleta de alta energía emitidos por una estrella caliente cercana. Una nebulosa planetaria, abreviada como PN o PNe en plural, es un tipo de nebulosa de emisión que consiste en una capa brillante y en expansión de gas ionizado expulsado por una gigante roja. estrellas al final de sus vidas. El término "nebulosa planetaria" es un nombre inapropiado porque no están relacionados con planetas o exoplanetas. Una nebulosa de emisión es una nebulosa formada por gases ionizados que emiten luz de varias longitudes de onda. La fuente más común de ionización son los fotones ultravioleta de alta energía emitidos por una estrella caliente cercana. Los iones se mueven dentro del gas y obligan a los átomos del gas a ganar o perder electrones, lo que da como resultado la ionización de estos gases. Una nebulosa de reflexión es una nube de gas y polvo interestelar que refleja la luz de otras estrellas. Esto sucede en el entorno de las estrellas que no están lo suficientemente calientes como para excitar los átomos de hidrógeno de la nube (enanas negras) (como es el caso de las nebulosas de emisión que emiten luz, no solo reflejan la luz de las estrellas). Una nebulosa oscura o La nebulosa de absorción es un tipo de nube interestelar que es tan densa que oscurece las longitudes de onda visibles de la luz de los objetos detrás de ella, como las estrellas de fondo y las nebulosas de emisión o reflexión. Las nebulosas se atraen entre sí debido a sus fuerzas gravitatorias y forman grupos de gases. conocidas como protoestrellas. Esta fuerza (potencial gravitacional) cambia a energía térmica. Durante millones de años, los gases ganan suficiente calor para iniciar el proceso de fusión de hidrógeno que se distribuye por toda la protoestrella. Las capas de gases ejercen presión en el centro que es el núcleo y por lo tanto el núcleo está caliente. Como el núcleo está presurizado, se contrae y los átomos se acercan. Estos átomos chocan entre sí y ganan energía (colisiones de cuerpos macroscópicos, parte de la energía cinética se convierte en energía vibratoria de los átomos, provocando un efecto de calentamiento y los cuerpos se deforman), se calientan. Por fin, la temperatura alcanza donde el hidrógeno se fusiona en helio (la fusión nuclear requiere tanto calor porque es necesario para superar la repulsión electrostática entre los núcleos en la reacción. Un reactor tokamak utiliza fuertes campos magnéticos para contener la reacción de fusión). El hidrógeno no solo está en el núcleo sino también en las partes que forman una envoltura de hidrógeno que no se quema. Las estrellas pequeñas con masa de 1 masa y media del sol fusionan hidrógeno en helio y esto libera energía que es presión de radiación y contrarresta la fuerza de gravedad y evita que la estrella absorba los puntos por encima del punto de gravedad. Lentamente, el núcleo se calienta lo suficiente como para calentar las capas externas y, por lo tanto, se expanden convirtiéndose en una gigante roja. Cuando el núcleo se calienta lo suficiente, se fusiona la envoltura exterior de hidrógeno, que está presente justo fuera del núcleo. Como la gravedad aplasta a la estrella, entiendo que la estrella se calienta cuando la gravedad la aplasta. Como resultado, aunque el núcleo estelar permanece "muerto" (no se produce fusión), una "capa" de gas alrededor del núcleo estelar se calienta lo suficiente como para comenzar a fusionar helio. Dado que la fusión se produce como un "caparazón" alrededor del núcleo estelar, el empuje hacia afuera de la fusión es lo que empuja aún más las capas externas de la estrella. El resultado es que la estrella crece hasta convertirse en una gigante roja. La presión de radiación del núcleo se reduce en energía a medida que viaja hasta las capas exteriores. El núcleo se convierte en un núcleo inerte de helio, pero el gas todavía está caliente y a alta presión y, por lo tanto, el núcleo no se contrae inmediatamente bajo el efecto de su propia gravedad. El núcleo se contrae y los átomos se acercan entre sí y chocan entre sí más. debido al movimiento browniano, esto aumenta la energía que poseen los átomos y esta energía se convierte en energía y calienta la estrella. El helio requiere una gran cantidad de calor y esto proporciona las condiciones ideales para que el helio se fusione en carbono, seguido de muchos elementos hasta llegar al hierro. . Una vez que se alcanza el hierro, la fusión se detiene ya que el hierro está tan estrechamente unido que no se puede extraer energía mediante la fusión. El hierro puede fusionarse, pero absorbe energía en el proceso y la temperatura central desciende. La gravedad de la estrella prevalece y comprime las estrellas. Ahora, el destino de la estrella depende de su masa. Una estrella de masa baja o media (con una masa inferior a unas 8 veces la masa de nuestro Sol) se convertirá en una enana blanca. Una enana blanca típica es tan masiva como el Sol, pero solo un poco más grande que la Tierra. Esto hace que las enanas blancas sean una de las formas de materia más densas, superadas solo por las estrellas de neutrones y los agujeros negros. La enana blanca está respaldada por el principio de exclusión de Paulie en el que: en un gas degenerado, todos los estados cuánticos se llenan hasta la energía de Fermi. La mayoría de las estrellas están soportadas contra su propia gravitación por la presión normal del gas térmico, mientras que en las estrellas enanas blancas la fuerza de apoyo proviene de la presión de degeneración del gas de electrones en su interior. En las estrellas de neutrones, las partículas degeneradas son los neutrones. Un gas fermión en el que se llenan todos los estados cuánticos por debajo de un nivel de energía determinado se denomina gas fermión totalmente degenerado. La diferencia entre este nivel de energía y el nivel de energía más bajo se conoce como energía de Fermi. En un gas de fermión ordinario en el que dominan los efectos térmicos, la mayoría de los niveles de energía de electrones disponibles están vacíos y los electrones pueden moverse libremente a estos estados. A medida que aumenta la densidad de las partículas, los electrones llenan progresivamente los estados de menor energía y los electrones adicionales se ven obligados a ocupar estados de mayor energía incluso a bajas temperaturas. Los gases degenerados resisten fuertemente una mayor compresión porque los electrones no pueden moverse a niveles de energía más bajos ya llenos debido al principio de exclusión de Pauli. Dado que los electrones no pueden ceder energía moviéndose a estados de menor energía, no se puede extraer energía térmica. No obstante, el impulso de los fermiones en el gas fermión genera presión, denominada "presión de degeneración". Los electrones ocupan los niveles de energía más bajos primero de acuerdo con el principio de aufbau y luego llenan los orbitales más altos, cuando se presurizan en estados más pequeños, la gravedad no puede comprimir más los electrones debido a los mismos números cuánticos:

1 Número cuántico principal (n)

2 Número cuántico azimutal (ℓ)

3 Número cuántico magnético (mℓ)

4 Número(s) cuántico(s) de espín

Las estrellas enanas blancas son blancas porque todavía están calientes por sus actividades, y finalmente se enfrían por la pérdida de radiación en forma de infrarrojos (los átomos se calientan y quieren perder energía de la manera más rápida, por lo tanto, pierden energía por infrarrojos que es la sensación de calor cuando nos acercamos a un objeto caliente) ‎ Una estrella gigante roja con más de 7 veces la masa del Sol está destinada a un final más espectacular.

Estas estrellas de gran masa pasan por algunos de los mismos pasos que las estrellas de masa media. Primero, las capas exteriores se hinchan en una estrella gigante, pero aún más grande, formando una supergigante roja. Luego, el núcleo comienza a encogerse, volviéndose muy caliente y denso. Luego, comienza la fusión de helio en carbono en el núcleo. Cuando se agote el suministro de helio, el núcleo se contraerá nuevamente, pero dado que el núcleo tiene más masa, se volverá lo suficientemente caliente y denso como para fusionar el carbono en neón. De hecho, cuando se agota el suministro de carbono, se producen otras reacciones de fusión, hasta que el núcleo se llena de átomos de hierro.

Hasta este punto, las reacciones de fusión emiten energía, lo que permite que la estrella luche contra la gravedad. Sin embargo, fundir el hierro requiere un aporte de energía, en lugar de producir un exceso de energía. Con un núcleo lleno de hierro, la estrella perderá la lucha contra la gravedad.

La temperatura central se eleva a más de 100 mil millones de grados a medida que los átomos de hierro se trituran. Los electrones se comprimen hasta el núcleo donde son atraídos por los protones y los electrones chocan con los protones formando neutrones y liberando un neutrino y los neutrinos recién creados van volando hacia afuera, expulsando las capas externas de la estrella en una explosión gigantesca llamada supernova (para ser precisos, una supernova de tipo II o de colapso del núcleo). Mira, los neutrones son muy grandes ya que la estrella es muy grande. Ahora, los restos de la supernova también dependen de la masa y luego son estrellas de neutrones o agujeros negros. Una condición más de las supernovas: considere la exhibición típica de transferencia de impulso que se encuentra en muchos museos de ciencias, como se muestra en la animación de la derecha. Las pelotas de goma de diferentes tamaños se sostienen a diferentes alturas. Las bolas se sueltan entonces en el mismo momento. La gravedad los empuja a todos hacia abajo y todos caen al suelo. En los siguientes momentos, la bola de abajo toca el suelo y rebota, y luego las bolas comienzan a chocar. El momento es igual a la masa por la velocidad. Esto significa que un objeto pesado que va lento tiene tanto impulso como un objeto ligero que va rápido. Cuando dos objetos chocan, transfieren cierto impulso. Cuando un objeto pesado y lento choca con un objeto liviano, puede darle una velocidad muy alta debido a la conservación del momento. Como muestra esta animación, al colocar las pelotas de goma de la más pesada en la parte inferior a la más liviana en la parte superior, el impulso se transfiere a objetos cada vez más livianos, lo que significa velocidades cada vez mayores. Como resultado, aunque la gravedad tira de todas las bolas hacia abajo, las bolas superiores rebotan a velocidades increíbles. Todo esto está de acuerdo con la ley de conservación de la cantidad de movimiento. Las bolas inferiores son demasiado pesadas y demasiado lentas para salir volando. Quedan atrás como el núcleo sobreviviente del sistema original. Por otro lado, las bolas superiores se vuelan (en una exhibición de un museo de ciencias, se capturan en la parte superior del aparato para que la demostración se pueda volver a ejecutar). Esta explosión de pelotas de goma se produce sin que se produzcan reacciones químicas o nucleares significativas. Esta explosión se debe simplemente a la transferencia de gravedad y momento, es decir, un rebote gravitatorio. Si observa de cerca la animación, verá que el rebote toma la forma de una onda de choque hacia afuera que gana en intensidad a medida que se propaga. Sin embargo, los objetos más pesados ​​también tienen más inercia, lo que significa que se resisten a moverse más que los objetos más livianos, por lo tanto, la inercia hace que estos objetos más pesados ​​transfieran el impulso a los objetos más livianos. Una supernova es el mismo tipo de explosión que esta demostración de pelotas de goma. Una estrella envejecida se compone de capas más densas hacia el centro y capas más delgadas cerca de la superficie. Las reacciones nucleares de la estrella normalmente equilibran la fuerza de la gravedad. Pero cuando la estrella se queda sin combustible, las reacciones nucleares se ralentizan. Esto significa que la gravedad ya no está equilibrada. La gravedad comienza a colapsar la estrella. Después de que el núcleo de una estrella que colapsa alcanza una densidad crítica, su presión se vuelve lo suficientemente fuerte como para detener el colapso. Pero, como las pelotas de goma, la estrella ha estado cayendo hacia adentro y ahora rebota. Las capas exteriores son expulsadas al espacio en una explosión gigante, esparciendo nubes de polvo fértiles por todo el universo. Pero debido a la transferencia de impulso, el núcleo de la estrella sobrevive. El evento de colapso ha exprimido tan intensamente el núcleo de la estrella que se transforma en algo exótico. Si la estrella comenzó con entre 5 y 12 veces la masa de nuestro sol, el núcleo se convierte en una gran bola de neutrones llamada estrella de neutrones. Si la estrella comenzó con más de 12 veces la masa de nuestro sol, el núcleo se convierte en un agujero negro. Puede sentirse tentado a argumentar que cuando una estrella explota y todo lo que queda es un agujero negro, no queda nada y, por lo tanto, la estrella ha sido completamente destruida. Pero un agujero negro no es nada. Los agujeros negros tienen masa, carga, momento angular y ejercen gravedad. Un agujero negro es solo una estrella que es lo suficientemente densa y, por lo tanto, tiene una gravedad lo suficientemente fuerte, para evitar que la luz se escape. El agujero negro creado por una supernova es el núcleo sobrante de la estrella que explotó.

Los agujeros negros son muy densos y doblan el espacio-tiempo, incluso la luz no puede escapar.

¿Lo sabías? - ¡Las estrellas calientes son azules! Cuanto más caliente sea la estrella, más corta será la longitud de onda de la luz que emitirá. Dado que se encuentra en medio de la cadena de radiación, emite luz azul y rayos ultravioleta. Dado que las estrellas menos calientes no tienen mucha energía para emitir luz azul, emite luz roja.

De - https://stellarxplore.wixsite.com/universe (Mi sitio web)