De acuerdo con el teorema del virial , cuando una protoestrella se contrae, la mitad de la energía potencial gravitatoria se irradia y la otra mitad se mantiene como energía cinética del material que cae, lo que a su vez calienta la estrella. Pero en algún momento la temperatura central alcanza grados Kelvin y comienza la quema de deuterio. Algunas fuentes mencionan que esta quema de deuterio dura aproximadamente un millón de años y da como resultado que se detenga una mayor contracción durante este millón de años, pero una vez que se agota el deuterio, la contracción puede continuar.
Ahora, de acuerdo con esto , la energía total disponible por la quema de deuterio es comparable a la liberada por la contracción gravitatoria. Entonces, ¿es la energía de quema de deuterio responsable de calentar la protoestrella? ¿O la energía liberada por esta quema solo se usa para retrasar la contracción y, por lo tanto, el teorema virial es correcto?
Con la información dada, son posibles varios resultados: toda la energía cinética se convierte en calor y no se alcanza la temperatura requerida para "quemar" el deuterio (sin estrella). Si se alcanza la temperatura, entonces la energía liberada por la quema de deuterio podría ser suficiente para evitar que la estrella se contraiga más. La estrella podría expandirse un poco si se quema más deuterio del necesario o contraerse un poco más si no se quema suficiente deuterio. Si se alcanza el equilibrio y hay una reserva de deuterio, este equilibrio continuará hasta que se agote el deuterio.
Si queda energía cinética, parte de la energía del deuterio se usa para detener la contracción, parte para mantener el tamaño alcanzado y parte para mantener la temperatura del núcleo. Una vez que se detiene la contracción, el deuterio se utiliza para mantener el tamaño alcanzado, la temperatura central y reemplazar la energía radiada.
Debería pensar en la quema de deuterio como una contraparte de corta duración de la quema de hidrógeno de secuencia principal.
A medida que la estrella previa a la secuencia principal (estrella PMS o protoestrella, si lo prefiere) se contrae, su núcleo alcanza alrededor La quema de K y D se inicia suavemente. Luego, la estrella se mantiene en una luminosidad y un radio aproximadamente constantes, porque si se contrae, el núcleo se calentaría, la combustión D aumentaría mucho y esto calentaría la estrella y se expandiría. Y viceversa. Así se establece un cuasi-equilibrio, que dura tanto como dura D.
Toda la D se quema porque la estrella PMS (o enana marrón; la combustión de D puede durar mucho más en las enanas marrones) es totalmente convectiva y está completamente mezclada.
Durante la quema D, dado que la contracción casi se detiene, esto es lo que debe proporcionar la gran mayoría de la energía térmica y la luminosidad de la estrella durante esa fase.
Eche un vistazo a las figuras y tablas en Burrows et al. (1997) , que muestran pistas evolutivas para objetos de baja masa. La tabla 4 es especialmente útil. Esto muestra que la quema de D comienza en un enana marrón después de aproximadamente 1 millón de años de contracción, después de 2,7 millones de años aporta el 94% de la luminosidad de la estrella y se detiene después de unos 10 millones de años. Durante el período de 1 millón a 10 millones de años, el radio solo se reduce en aproximadamente un 15%. Sin embargo, si calculamos la escala de tiempo de la contracción de Kelvin-Helmholtz para el mismo objeto (ignorando la combustión nuclear), que viene dada por
Su pregunta es si D quema calienta la estrella / enana marrón, o si retrasa la contracción y el teorema virial es correcto. Bueno, la respuesta es que hace ambas cosas y el teorema virial siempre debería ser aplicable cuando la estrella está en un estado de cuasi-equilibrio.
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