¿Por qué aumenta la gravedad en la formación de estrellas?

La luminosidad del Sol es$3.8\times 10^{26}$W. La aplicación de la equivalencia de energía de masa le dice que pierde masa a una velocidad de 4,25 millones de toneladas por segundo a medida que el hidrógeno se convierte en helio.

Esto no es prácticamente nada en lo que respecta a la estructura de la estrella. A lo largo de su vida, el Sol ha perdido alrededor del 0,03 % de su masa de esta manera.

La presión de radiación es una característica en los cálculos de evolución estelar. Es casi insignificante en el interior solar (al nivel del 1% en comparación con la presión térmica). Sin embargo, se vuelve más importante en estrellas más masivas con interiores más calientes y luminosidades más altas.

Voy a comenzar con este párrafo de Wikipedia (énfasis mío) :

El proceso de fusión más importante en la naturaleza es el que alimenta las estrellas. En el siglo XX, se descubrió que la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear explicaba la longevidad del Sol y otras estrellas como fuente de calor y luz. La fusión de núcleos en una estrella, a partir de su abundancia inicial de hidrógeno y helio, proporciona esa energía y sintetiza nuevos núcleos como subproducto de ese proceso de fusión. El principal productor de energía en el Sol es la fusión de hidrógeno para formar helio., que ocurre a una temperatura del núcleo solar de 14 millones de kelvin. El resultado neto es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa, con la liberación de dos positrones, dos neutrinos (que convierte dos de los protones en neutrones) y energía. Están involucradas diferentes cadenas de reacción, dependiendo de la masa de la estrella. Para estrellas del tamaño del sol o más pequeñas, domina la cadena protón-protón . En estrellas más pesadas, el ciclo CNO es más importante.

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El conjunto de reacciones de la cadena protón-protón se ve así:

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El ciclo CNO se ve así:

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Resultado neto

De cualquier manera, el resultado neto es 4 protones ($^1\!$H núcleos) se convierten en 1 partícula alfa ($^4\!$He núcleo) más 2 positrones (e$^+$). Los 2 positrones pasan a aniquilar 2 electrones, por lo que en total tenemos un cambio de masa de

$$\Delta M = M_{\mathsf \alpha} - 2M_{\mathsf e} - 4M_{\mathsf P}\,.$$

Averigüemos el cambio fraccionario de masa:

$$f_\Delta = \frac{\Delta M}{4M_{\mathsf P}} = \frac{M_{\mathsf \alpha} - 2M_{\mathsf e} - 4M_{\mathsf P}}{4M_{\mathsf P}}\,.$$

Ahora , la relación entre la masa de una partícula alfa y un protón es$3.9726$, o

$$M_{\mathsf \alpha} = 3.9726\times M_{\mathsf P}\,.$$

La relación entre la masa de un protón y la de un electrón es$1836.1$, o

$$M_{\mathsf e} = \frac{M_{\mathsf P}}{1836.1} = 0.0005446\times M_{\mathsf P}\,.$$

Sustituyendo en el$f_\Delta$ecuación,

$$f_\Delta = \frac{3.9726\times M_{\mathsf P} - 0.0011\times M_{\mathsf P} - 4\times M_{\mathsf P}}{4\times M_{\mathsf P}} = \frac{-0.0285}4 = -0.007125 = -0.7125\%\,\,.$$

Entonces, obviamente, incluso si todo el hidrógeno se convirtiera (solo una fracción en realidad lo es), la pérdida de masa de la estrella sería demasiado insignificante para importar.

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Una pérdida de masa más importante para las estrellas grandes es la de su viento estelar , que para las estrellas de secuencia principal muy grandes (tipos O o B) elimina una fracción considerable de la masa de la estrella muy grande durante su vida útil.

Algunas buenas respuestas, voy a dar una especie de resumen, porque tocaste algunos puntos.

¿Por qué aumenta la gravedad en la formación de estrellas?

La gravedad es el producto de unas pocas fuerzas. Masa, densidad y, no se debe ignorar, velocidad de rotación.

En realidad, no es el proceso de fusión lo que evita que el sol se contraiga, al menos no directamente. Es el calor lo que mantiene la estrella expandida. Ese es el acto de equilibrio. La alta temperatura quiere expandirse, la gravedad quiere contraerse.

El proceso de fusión es en realidad bastante lento, por lo que las estrellas como nuestro sol tienen una secuencia principal de unos 10 mil millones de años, y gran parte del calor con el que comienza una estrella proviene del calor de formación. La energía potencial se convierte en calor debido a la fusión y condensación de toda esa materia, por lo que las estrellas comienzan calientes, incluso antes de que comience la fusión.

De hecho, una estrella en formación puede ser muchas veces más brillante que la estrella durante su secuencia principal debido al alto calor de formación. Aquí hay un artículo que dice que el sol en formación era 200 veces más brillante de lo que es ahora.

Las protoestrellas jóvenes, como resultado de la conservación del momento angular, tienden a rotar muy rápido y esa rotación rápida puede crear un abultamiento y aumentar la eyección de materia . El proceso de formación es bastante caótico en comparación con la etapa de secuencia principal. Mucha materia expulsada, tormentas solares mucho más grandes, mucho calor de formación, etc.

Una vez que la etapa de la secuencia principal está en marcha y la rotación se ralentiza, entonces hay un mayor equilibrio entre el calor y la gravedad mencionado anteriormente. El proceso de fusión continúa agregando calor al núcleo de la estrella que la estrella, convección o conducción de calor desde el núcleo hacia las capas externas y luego, irradia desde su superficie, pero durante la secuencia principal, en general, el núcleo de la estrella se calienta gradualmente y, en la mayoría de los casos, la energía agregada de la fusión no es lo suficientemente fuerte como para hacer estallar la estrella, a menos que la estrella sea enormemente grande, como más de 150 o 200 masas solares, entonces la estrella realmente no funciona sin explotar un montón de materia. Ver: aquí .

Entiendo que la fusión de los átomos de hidrógeno libera energía... bien...

¿Cómo la gravedad la mantiene unida si la masa disminuye como resultado de la fusión (la masa se convierte en energía a partir de la fusión) mientras que la gravedad se debilita (a medida que la masa disminuye)?

Como han dicho otros, la pérdida de masa por el viento solar es un factor más importante, especialmente para las estrellas jóvenes y más pequeñas, pero hay algunos factores en juego. La respuesta breve a esta pregunta es que la pérdida de masa, al menos por fusión, es bastante grande en comparación con la masa total de la estrella. Otro factor, a medida que el hidrógeno se convierte en helio, el núcleo de la estrella se vuelve más denso y la mayor densidad tiende a ser más pequeña y eso aumenta la gravedad, pero hay factores que compiten. El núcleo interno se vuelve más denso a medida que se vuelve más rico en hidrógeno y la fusión tiende a expandirse hacia el exterior del núcleo de helio, por lo que una estrella como nuestro sol obtiene un núcleo interno más denso con el tiempo, pero las capas alrededor del núcleo pueden volverse más calientes y más grandes, incluso cuando pierden masa.

¿La radiación no dominaría la fuerza de la gravedad y destrozaría la estrella?

Como se mencionó anteriormente, esto sucede si tiene 150 o 200 masas solares. estrellas de menor masa, la fusión no es lo suficientemente poderosa como para hacer estallar la estrella. Las estrellas y las enanas blancas explotan cuando se convierten en supernovas, pero eso es diferente al proceso de fusión de la secuencia principal.

Nuestro sol expulsará parte de su materia cuando tenga su destello de helio, por lo que hay ejemplos de lo que está describiendo, pero no durante la secuencia principal para estrellas como nuestro sol cuando el material es expulsado principalmente por tormentas magnéticas que causan masa coronal. eyecciones La fusión es, en términos generales, más como una combustión lenta que una gran explosión cuando se enfrenta a la enorme energía de unión gravitatoria de una estrella.

Aquí está la razón básica de las estrellas como nuestro sol. La historia completa es mucho más... completa.

Expansión significa enfriamiento. Enfriamiento significa menos fusión. Menos fusión significa menos energía que impulsa la expansión, lo que significa que la presión hacia el exterior está disminuyendo. Eventualmente, la gravedad está tirando hacia adentro con más fuerza que la radiación hacia afuera. Entonces el material colapsa de nuevo. Colapsar significa calentar. Calentar significa más fusión. Más fusión significa más radiación empujando hacia afuera a la estrella. Produce suficiente energía y superarás la gravedad y la estrella se expandirá.

Enjuague y repita.

La estrella se encuentra naturalmente en un equilibrio donde la gravedad y la radiación se equilibran entre sí. Las desviaciones de esto son autocorregibles.

A medida que una estrella se queda sin combustible de hidrógeno, la fusión se ralentiza, lo que hace que la gravedad supere la fuerza de presión hacia el exterior, por lo que se contrae. La contracción de la estrella provoca alta temperatura y presión, en la medida en que es suficiente para fusionar helio en carbono, entonces la energía liberada es más fuerte que la gravedad, aumentando el tamaño de la estrella hasta convertirse en una gigante roja. El siguiente párrafo de un artículo explica esto:

A lo largo de su vida, la presión exterior de la fusión se ha equilibrado con la presión interior de la gravedad. Una vez que la fusión se detiene, la gravedad toma la iniciativa y comprime la estrella más y más pequeña. Las temperaturas aumentan con la contracción, y finalmente alcanzan niveles en los que el helio puede fusionarse en carbono. Dependiendo de la masa de la estrella, la quema de helio puede ser gradual o puede comenzar con un destello explosivo. La energía producida por la fusión del helio hace que la estrella se expanda hacia afuera muchas veces su tamaño original.

La cantidad de masa perdida se debe más al viento estelar que a la fusión. Para responder a su segunda pregunta, la presión nunca superará por completo a la fuerza de la gravedad. Cuando una estrella alcanza la etapa de fusión de níquel-hierro, se detiene, incapaz de ir más allá. Esto provoca una contracción rápida para que una estrella se convierta en supernova (que en realidad está destrozando la mayor parte de la estrella, excepto su núcleo), o se enfríe hasta convertirse en una enana negra.