¿Cuál es el tamaño mínimo de una bola de gas para convertirse en una estrella?

Sé que hay que cumplir dos criterios para que se produzca la fusión nuclear.

  • Alta temperatura (muchas veces la temperatura en el núcleo del Sol)
  • Alta presión (los protones están muy cerca unos de otros)

[Objetivo]

Sin embargo, quiero saber qué ecuaciones me permiten calcular la cantidad de gas de hidrógeno necesaria para que la presión interna pueda producir la cantidad adecuada de calor para que se produzca la fusión nuclear.

[Mis propios entendimientos]

También entiendo que la temperatura del núcleo de nuestro Sol no es suficiente para superar la barrera de culombio, sino que utiliza la tunelización cuántica para lograr la fusión.

[Pregunta]

¿Cuál es la cantidad mínima de gas hidrógeno requerida para formar una estrella? (También incluya el nombre de la ecuación utilizada)

[Supuestos]

  • la forma es perfectamente esférica
  • sin velocidad angular, sin rotación
  • homogéneo, consiste en 95% de hidrógeno y 5% de helio
  • mantener la fusión durante al menos 1 millón de años
Me encanta el ejemplo del estornino de arriba. Esto no es una ecuación, obviamente, pero estás hablando de una estrella enana roja. Una enana marrón no quema hidrógeno, aunque claramente no hay un punto de corte exacto entre los dos y sería difícil decir desde el exterior la diferencia entre la quema lenta de hidrógeno y el calor de la fusión. El tipo más pequeño de Red Dwarf es un M9V y se enumera como el 7,5% de la masa del sol, o alrededor de 70 Júpiter. en.wikipedia.org/wiki/Red_dwarf .
@ user6760 ¿Le importaría no aceptar mi respuesta? Necesita algunas revisiones importantes, y prefiero eliminarlas mientras están en progreso, pero no puedo hacerlo si la respuesta aún se acepta.

Respuestas (2)

No hay ecuación, necesitas un modelo detallado de la física interior de estrellas de muy baja masa. Muy aproximadamente, se puede decir que la fusión de hidrógeno ocurre cuando la temperatura central excede aproximadamente 10 7   k (la dependencia de la densidad es secundaria) y que por el teorema del virial, la temperatura central viene dada aproximadamente por T ≃ 1.6 × 10 7 METRO / R , donde la masa y el radio están en unidades solares. METRO / R disminuye lentamente en la secuencia principal hacia estrellas de menor masa, pero luego lo que sucede es que la presión de degeneración de electrones se vuelve importante y los objetos menos masivos no se vuelven mucho más pequeños que el tamaño de Júpiter y, por lo tanto, METRO / R disminuye y la fusión se detiene, o mejor dicho, nunca comienza.

En detalle, la masa mínima para la fusión de hidrógeno de una manera que sea capaz de mantener una estrella en equilibrio contra la contracción gravitatoria es de aproximadamente 0.075 METRO ⊙ . Con una incertidumbre de aproximadamente 0.002 METRO ⊙ .

Es un poco más complicado que esto, ya que a temperaturas internas más bajas, el deuterio en una estrella puede fusionarse. Esto sucederá durante la vida temprana de cualquier bola de gas con una masa superior a las 13 masas de Júpiter.

Sus suposiciones sobre las abundancias relativas de H y He son completamente incorrectas. Incluso en el universo primitivo el gas es ∼ 25 % He en masa.

El 25 % de He en masa es aproximadamente el 6 %-7 % de He en contenido. Supongo que eso es lo que quiso decir, es decir, que no haya elementos pesados ​​en la estrella. También tengo curiosidad, ¿están realmente seguros dentro de 0.002 masas solares? Eso suena terriblemente preciso. Pensé que había más incertidumbre allí.
@userLTK sí, el 8% por número de núcleos sería correcto. La incertidumbre en el umbral depende en gran medida de cómo la defina. Diferentes modelos están de acuerdo con este tipo de precisión. Pero también tiene razón en que no existe otra prueba de observación que no sea estimar de alguna manera una edad y luego una estrella vieja será más caliente que una enana marrón vieja.

James Jeans hizo una propuesta para la masa mínima de una nube de gas antes de colapsar para convertirse en una estrella; debido a esto, se denominó la masa de Jeans . se calcula como

METRO = 4 π 3 ρ R 3
donde ρ es densidad y R es el radio de la nube - la mitad de la longitud de Jeans, que depende de la velocidad del sonido y la densidad de la nube. Originalmente se pensó que cualquier masa por encima de la masa de Jeans no estaría en equilibrio hidrostático y colapsaría.

Pero Jeans no se dio cuenta de que cualquier región fuera de este radio también colapsaría. Así que sus argumentos eran erróneos, aunque siguen siendo válidos en muchas aplicaciones.

Pero las enanas marrones probablemente se forman de la misma manera que las estrellas. Entonces, ¿cómo responde esto a la pregunta?
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