Esta pregunta fue inspirada por:
¿Es clara la frontera entre la masa planetaria y la masa estelar?
En otras palabras, si se toma una enana marrón de cuerpo planetario con casi 75
(Enlace PDF), le agregó, por ejemplo, un kilogramo , ¿entonces iniciaría la fusión nuclear como si "alguien encendiera un interruptor de luz"? (A falta de una analogía mejor.)
Sí, soy consciente de muchos otros factores, por ejemplo, la composición de la enana marrón del (exo)planeta , las capas de estratificación, la estructura interna, etc.
Por el contrario, si este no es un límite nítido, entonces, ¿qué sucede dentro de los objetos enanos marrones de los cuerpos planetarios en el 70-75?
rango de masa?
Después de revisar el enlace PDF que proporcioné anteriormente (del Prof. Taylor) y la respuesta de Rob a continuación, noté que mi terminología original era defectuosa. "Enana marrón" es el término apropiado en lugar de "cuerpo planetario". También tenga en cuenta que el exoplaneta "10 veces el tamaño de Júpiter" se está acercando al límite de tamaño de un "planeta".
La física básica aquí es que el teorema virial nos dice que a medida que un protoplaneta/estrella irradia energía, se contraerá y su interior se calentará. Eventualmente, se calentará lo suficiente como para comenzar la fusión nuclear o será lo suficientemente denso como para que la degeneración de electrones sostenga la estrella y pueda enfriarse desde allí sin calentarse más en el medio.
Hay al menos cuatro razones por las que este límite entre estrella y planeta es un poco borroso
La fusión nuclear para diferentes especies se inicia a temperaturas muy diferentes. El deuterio y el litio se fusionan a temperaturas más bajas que el hidrógeno. Esto significa que los objetos de menor masa (alrededor de 13 y 60 masas de Júpiter respectivamente) fusionarán estas especies. Sin embargo, por convención, estas no se conocen como estrellas porque la abundancia de estas especies es demasiado baja para proporcionar suficiente energía para detener la contracción (ver más abajo).
(Y creo que esto responde a los puntos principales de su pregunta) La fusión nuclear no se enciende como un interruptor de luz. Son los protones en la cola de alta energía de la distribución de Maxwell-Boltzmann los que participan, y esta es una distribución continua. A cualquier energía particular, la población de protones "elegibles" es una función de la temperatura. Sin embargo, es una función pronunciada de la temperatura (como para la cadena pp), por lo que, en algunos aspectos, el inicio de la fusión es repentino, pero no instantáneo. El punto en el que una estrella se convierte en estrella no está tan bien definido. En estrellas como el Sol, se puede aprovechar el punto en el que el radio deja de disminuir, cuando la fusión nuclear aporta toda la energía radiada por la estrella. Pero a veces se usa un criterio que dice que el 99% de la luminosidad de la estrella debe provenir de la fusión. De cualquier manera, hay objetos con masa justo por debajo de este límite que tienen reacciones de fusión, pero solo a un ritmo que ralentiza la contracción y no proporciona totalmente la luminosidad del objeto. Dichos objetos continuarán contrayéndose, se volverán más densos y finalmente serán soportados por la presión de degeneración de electrones. Desde allí,
La masa umbral para la transición a un objeto que puede suministrar toda su luminosidad por fusión depende de la composición del objeto. Los objetos de baja metalicidad tienen un umbral de masa más alto. La diferencia es pequeña, pero no despreciable. El umbral es probablemente de unas 80 masas de Júpiter para objetos de baja metalicidad.
Muchos no verían caer por debajo de algún umbral de masa como una buena definición de "planeta". De hecho, mientras que muchos astrónomos se referirían a los objetos entre los umbrales de combustión de deuterio e hidrógeno como "enanas marrones", en lugar de planetas, otros argumentan que el proceso de formación (alrededor de una estrella y quizás con un núcleo rocoso o helado) debería ser la definición. características planetarias. Esto realmente es un desenfoque del límite planeta/enana marrón, ¡aunque significa que probablemente no haya un límite planeta/estrella en absoluto!
El inicio de la fusión no tiene un límite de temperatura perfectamente definido. A medida que aumenta la temperatura, comenzará gradualmente cuando los (pocos) átomos más rápidos en la distribución de velocidad tengan suficiente energía. (Debería ser bastante agudo debido a la caída gaussiana de la distribución).