Como proporcionó otro respondedor, las estrellas de neutrones ya hacen esto.

Entonces, voy a modificar un poco mi respuesta para abordar si hay otros medios por los cuales puede existir un objeto similar a una estrella, además del que ya conocemos. En ese sentido, me temo que mi respuesta final a esto será 'No' o al menos 'No con nuestras leyes actuales y/o comprensión de la física'.

Sin embargo, comencemos definiendo parámetros adicionales que son necesarios

Tamaño

Para ser 'como una estrella' necesitamos ser del mismo tamaño que una estrella. Algo que tiene un pozo de gravedad notable. En sus comentarios, también rechazó los agujeros negros, por lo que están descartados porque no son tan estables, y para 'producir' luz, se necesitaría una alimentación constante de materia suministrada a su disco de acreción. E incluso entonces, esa luz se produce en parte por fusión.

Autosuficiente y Regulador

Necesitamos una reacción que pueda mantenerse en marcha, pero que no vaya demasiado rápido. Fusion es excelente para esto... el requisito principal para Fusion es 'alta densidad, alta temperatura'. La gravedad crea ese entorno por sí sola y la reacción de Fusión en una estrella lo estabiliza. La gravedad aplasta todo el hidrógeno, aumentando la presión y la temperatura hasta que comienza la fusión. Si la tasa de fusión es demasiado baja, la presión de la gravedad acelera la fusión. Si la velocidad de fusión aumenta demasiado, la presión hacia el exterior de la reacción reduce la densidad y, en última instancia, ralentiza la fusión. Es una reacción que es perfecta para funcionar durante mucho tiempo... especialmente porque la mayor parte del suministro de hidrógeno de la estrella NO se mantiene a presiones de fusil en un momento dado.

Debe producir suficiente energía para evitar la Fusión.

Con suficiente temperatura y presión, comenzará la fusión. Con elementos lo suficientemente masivos (hierro o más pesados), esta es una reacción endotérmica que resulta en la muerte de la estrella. Nuestra 'pseudo-estrella' necesita producir suficiente energía para resistir la gravedad que la aplasta y enciende la fusión, o se convertirá en una estrella o se destruirá a sí misma cuando la fusión de gran masa absorba toda la energía de la pseudo-estrella ( dependiendo de la masa de los materiales que la componen). Para producir tanta energía, pero seguir viviendo... necesitamos una reacción de energía extremadamente alta, comparable a Fusion, pero lo suficientemente eficiente como para mantener el ritmo. Entonces, realmente, necesitamos algo con una densidad de energía similar al hidrógeno, cuando se usa para Fusion.

Entonces, con estas restricciones adicionales establecidas, veamos algunas opciones para producir este tipo de energía.

1: Reacciones químicas: Estas están descartadas. Completamente. La fusión y la fisión producen millones de veces más energía por kg de reactivo que cualquier reacción química. Para mantener una reacción que pudiera seguir el ritmo de Fusion o Fission, quemaríamos nuestro suministro de combustible muy rápidamente ref ref2 ref3

2: Fisión. Lo contrario de la fusión parece una buena idea al principio, pero hay algunos problemas. En primer lugar, Fission es una reacción desbocada. Necesita una masa crítica del compuesto y luego se deben disparar algunos neutrones al compuesto a una velocidad muy alta. A partir de ahí, a menos que esté controlada por fuentes externas, la fisión se propagará exponencialmente a través del combustible y continuará propagándose y aumentando su velocidad hasta que se haya consumido toda la cantidad de combustible. Una reacción de fisión del tamaño de una estrella se parecería más a una supernova que a una estrella. El segundo problema es que la fisión necesita una fuente de ignición, por lo que es probable que no ocurra en la naturaleza. ref ref2

3: Antimateria: La única reacción de la que somos conscientes es más poderosa que Fusion. Pero, de nuevo, la antimateria es una reacción desbocada. Si la materia y la antimateria se mezclan, se aniquilarán cada vez que las dos piezas entren en contacto. Solo hay un medio para regular una reacción de antimateria, y es mantener intencionalmente separadas la materia y la antimateria hasta que quieras que reaccionen. Esto no es algo que sucedería en la naturaleza. árbitro

Actualmente no sabemos cómo la antimateria interactúa con la gravedad, pero las dos posibilidades principales son que obedece a la gravedad normalmente o que la gravedad la rechaza.

En el primer caso, la antimateria y la materia se unirían por la gravedad y se aniquilarían por completo, o si se juntaran suficientes a la vez (incluso por coincidencia de convección) liberarían suficiente energía para hacer pedazos nuestra 'pseudoestrella'. Incluso si pudiera recuperarse de alguna manera, NO tenemos un sistema estable aquí.

En el último caso, la materia y la antimateria se repelerían entre sí en un nivel gravitacional, y sin que alguien las arroje intencionalmente, no interactuarían naturalmente y ciertamente no formarían un objeto similar a una estrella.

4: Agujero Blanco. Una pieza divertida de física teórica que ha sido desacreditada en gran medida. Originalmente, la idea era que los agujeros negros eran agujeros en el espacio-tiempo, y los agujeros blancos eran donde se expulsaba todo lo que absorbían. Toda esa luz que arrojaba se parecería mucho a una estrella. Sin embargo, esto solo encaja con el modelo de 'agujero negro eterno' para los agujeros negros, y un agujero negro creado por el colapso gravitacional y equilibrado por la radiación de halcón (léase: todos los agujeros negros que hemos encontrado) no permiten la existencia de un blanco. Agujero. Además, los agujeros blancos violan la segunda ley de la termodinámica, ya que en realidad disminuirían la entropía. La única teoría restante que respalda a los agujeros blancos es que en realidad son un 'Big Bang', no un objeto similar a una estrella. árbitro

Conclusión

A menos que me salteé algún tipo de reacción energética pero autorreguladora, no parece factible, ni siquiera desde un punto de vista puramente lógico. Con nuestra comprensión actual del universo, no parece que sea posible un objeto similar a una estrella que cumpla con todos los requisitos necesarios de longevidad.

El mecanismo más cercano que puedo encontrar sería una estrella púlsar.

No soy astrofísico, por lo que mis explicaciones pueden no ser las mejores, pero:

1. Un púlsar es una estrella de neutrones, que se mantiene unida sin utilizar la fusión ¹

2. Pueden producir igual/más energía ² que el sol

3. De hecho existen (no es ciencia ficción)

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notas

¹

Las estrellas de neutrones son muy calientes y están protegidas contra un mayor colapso por la presión de degeneración cuántica debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli, que establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo lugar y estado cuántico simultáneamente.

Fuente: Wikipedia: Estrella de neutrones

² Un cálculo (página 118) del Crab Pulsar establece que tiene una pérdida de energía de 4,5*10^31 J/s. Pero solo irradia un 1% (4,5*10^29 J/s) a través de rayos X y rayos Gamma. Se estima que la producción total de energía del sol por segundo es de 3,8*10^26 J/s . Para poner estos cálculos en perspectiva:

El diminuto Pulsar del Cangrejo, que no tiene mucho más de 10 kilómetros de diámetro, impulsa la enorme producción de energía de la Nebulosa del Cangrejo, que tiene 10 años luz de diámetro. Para poner las cosas en perspectiva en términos de tamaños relativos, esto es como si un volumen de espacio de 1 kilómetro de ancho radiara intensamente en varias longitudes de onda y la mayor parte de la energía fuera suministrada por un solo átomo de hidrógeno en el centro de ese volumen.

Fuente: Pulsars en csep10.phys.utk.edu

Usa una Cuasi-estrella.

La solución que creo que finalmente funcionará es usar una cuasi-estrella , un objeto teórico del universo primitivo que consiste en un agujero negro de quizás$10M_{\odot}\text{-}100M_{\odot}$rodeado por una envoltura de gas de hasta$1000\text{-}10000M_{\odot}$. Estos objetos generaron energía a partir de la energía potencial gravitatoria cuando la materia del límite interior de la envoltura cayó en el agujero negro central. La fusión no tuvo lugar en la envoltura, lo que significa que las cuasi estrellas jóvenes y pequeñas podrían haber aparecido, para el observador ingenuo, como simples estrellas muy masivas.

Básicamente, una cuasi estrella es un agujero negro rodeado por una gran nube de gas alrededor de un agujero negro. Es extraordinariamente masivo y se parece mucho a una estrella gigante. La gran diferencia, sin embargo, es que una cuasi estrella produce energía a partir de los cambios en la energía potencial causados ​​por el agujero negro que absorbe gas; no se produce ninguna fusión significativa. (Sugerencia de resumen cortesía de AndyD273 ).

El objetivo de esta respuesta es determinar algunas propiedades de una cuasi estrella que podrían ajustarse a nuestras especificaciones. La mayor parte de la respuesta es matemática, gráficos y código; el resumen anterior es probablemente la explicación más cualitativa que tengo. Crearé un modelo politrópico aproximado a través de la integración numérica después de determinar algunas de las cantidades termodinámicas en el núcleo del objeto. Los politropos son generalmente muy buenas aproximaciones a las estrellas y objetos similares a estrellas en la mayoría de los lugares dentro de ellos, y he descubierto que mis resultados parecen coincidir con modelos más detallados.

Mis principales referencias aquí son Ball et al. (2011) y Fiacconi & Rossi (2016) . Hay algunas diferencias en las ecuaciones, que señalaré, pero resulta que en realidad son insignificantes para los parámetros correctos.

politropos

Voy a comenzar esta respuesta con una revisión de los politropos y algunos métodos simples que se utilizan para crear modelos razonables de cuasi estrellas. Fiacconi & Rossi justifican la elección de un modelo politrópico (con$n=3$) escribiendo

la envoltura representa la mayor parte de la masa y el volumen de una cuasi estrella y las regiones convectivas se pueden describir con precisión mediante un gradiente de temperatura adiabático

En resumen, las condiciones en la mayor parte de la envoltura no son relativistas y son similares a las del interior de una gran estrella. Los modelos politrópicos para estrellas están bastante bien representados usando$n=3$.

Un politropo es un objeto que obedece a la ecuación de estado

$$P=K\rho^{(n+1)/n}\tag{1}$$ dónde $P$y $\rho$son la densidad y la presión, $K$es una constante y $n$es el índice politrópico . Se puede suponer que la cuasi estrella está en equilibrio hidrostático , lo que significa que la presión (dominada por la radiación que fluye hacia afuera) equilibra la fuerza de la gravedad: $$\frac{dP}{dr}=\frac{\rho GM}{r^2}$$ dónde $G$es la constante gravitacional, $M$es la masa contenida dentro $r$, y $r$es la coordenada radial.

Al insertar la ecuación de estado politrópica en la ecuación de equilibrio hidrostático, finalmente llegamos a la ecuación de Lane-Emden :

$$\frac{1}{\xi^2}\frac{d}{d\xi}\left(\xi^2\frac{d\theta}{d\xi}\right)=-\theta^n\tag{2}$$ dónde $\theta$es una función específica relacionada con las principales variables termodinámicas (densidad, presión y temperatura) y $\xi$es un radio adimensional. Las soluciones analíticas sólo existen para tres valores de $n$: $n=0$, $n=1$, y $n=5$. Desafortunadamente, el caso que nos interesa es para $n=3$, aplicable a la mayoría de las estrellas de la secuencia principal, así como a las envolventes cuasi-estrellas. Por lo tanto, tenemos que usar métodos numéricos.

Podemos hacer que la ecuación de Lane-Emden sea más fácil de resolver transformándola en la forma de un par de ecuaciones diferenciales acopladas:

$$\frac{d\theta}{d\xi}=\phi,\quad\frac{d\phi}{d\xi}=-\theta^n-\frac{2}{\xi}\phi\tag{3}$$ La práctica normal es resolverlos a través de un método de Runge-Kutta , típicamente de cuarto orden (denominado RK4). En general, RK4 es superior a la mayoría de los métodos de orden inferior. Sin embargo, para algunos casos, no es necesario. Descubrí que para tamaños de paso lo suficientemente pequeños para cada método, el método de Euler funciona casi igual de bien y es más simple de escribir, y computacionalmente un poco más barato. Terminaré usándolo aquí. Para convencerte de esto, he implementado ambos métodos en Python para un $n=3$politropo. Utilicé un tamaño de paso de $h=\Delta\xi=10^{-4}$, y obtuve excelentes resultados:

El gráfico superior traza$\theta_{\text{RK}4}(\xi)$y$\theta_{\text{E}}(\xi)$por$0\leq\xi\leq10$, dónde$\theta_{\text{RK}4}$y$\theta_{\text{E}}$son las soluciones de la ecuación de Lane-Emden utilizando los métodos RK4 y Euler, respectivamente. Algunos de los valores (donde$\theta<0$no son físicos, pero los he trazado de todos modos para mostrar el comportamiento a largo plazo. El gráfico inferior traza$\theta_{\text{RK}4}(\xi)-\theta_{\text{E}}(\xi)$. Los valores para esto son bastante pequeños, menos de$\sim10^{-5}$para la mayoría$\xi$.

Propiedades clave de las cuasi estrellas

La mayoría de los tratamientos de cuasi estrellas utilizan formas ligeramente diferentes de la ecuación de Lane-Emden, con soluciones llamadas politropos cargados que tienen cúspides cerca del centro. Todos tienen condiciones de contorno diferentes a las nuestras. Nuestras condiciones eran

$$\theta(\xi_0)=1,\quad\phi(\xi_0)=0,\quad\xi_0=0\tag{Ordinary b.c.’s}$$ Sin embargo, cuando modelamos una cuasi-estrella, no integramos desde $\xi_0=0$, pero desde un radio $r_0$relacionado con el radio de Bondi $r_B$del objeto central. En términos de distancias sin escalar, Fiacconi y Rossi dan esto como $$r_0=br_B=b\frac{GM_{\bullet}}{c_{s,0}^2}\tag{4a}$$ dónde $M_{\bullet}$es la masa del agujero negro y $c_{s,0}$es la velocidad del sonido en esa región. Su sustitución por $r_B$parece ser más pequeño por un factor de cuatro; sin embargo, esta discrepancia desaparece para la elección correcta de $b$. Los autores usan varias otras cantidades y relaciones importantes: $$\xi_0=\frac{3b}{2}\phi_0\tag{4b}$$ $$\phi_0\approx2q,\quad q\equiv M_{\bullet}/M_*\tag{4c}$$ $$\rho_0=\left[\frac{(n+1)^3}{4\pi G^3}\right]^{\frac{1}{4}}\frac{\phi_0^{1/2}P_0^{3/4}}{M_{\bullet}^{1/2}}\tag{4d}$$ dónde $M_*$es la masa de la envolvente. Cabe señalar que el $\phi_0$en estas ecuaciones no es exactamente lo mismo que el $\phi_0$utilizado en la ecuación clásica de Lane-Emden; Volveré a esto más tarde. Bola et al. danos otra relación relevante entre $\xi_0$y $\phi_0$: $$\phi_0=\frac{1}{2n}\xi_0+\frac{2}{3}\xi_0^3\tag{4e}$$ Esto parecería no ser compatible con $(\text{4a})$para la mayoría $\phi_0$y $\xi_0$. Sin embargo, parece que todo esto funciona. Primero, Fiacconi y Rossi describen $b$como “del orden de unos pocos”. Eso debería indicar que $1\leq b\leq10$, Da o toma. si elegimos $b=4$, entonces su $\xi_0$- $\phi_0$ecuaciones da $\xi_0=6\phi_0$. Ahora, también sabemos que $q\simeq10^{-4}$a $10^{-2}$. si tomamos $q=10^{-3}$, y use $\phi_0\approx2q$, obtenemos $\phi_0\simeq2\times10^{-3}$. Enchufando esto en $(\text{4e})$Nos da $$\phi_0=\frac{1}{2n}\xi_0+\frac{2}{3}\xi_0^3=2\times10^{-3}$$ a través de Wolfram Alpha , o $\xi\simeq0.012=6\phi_0$. Ambas ecuaciones están casi de acuerdo.

Queremos que nuestra cuasi estrella sea relativamente pequeña, como son las cuasi estrellas, así que digamos que$M_{\bullet}=1M_{\odot}$. Ya que$q=10^{-3}$, Eso significa que$M_*=100M_{\odot}$, dándonos una masa total de$M_{\text{tot}}=M_{\bullet}+M_*=101M_{\odot}$. Eso es razonable: mucho más masivo que el Sol, pero aún así puede pasar por una estrella normal. También deberíamos elegir una presión central adecuada - quizás$P_0\simeq5*10^{10}\text{ erg cm}^{-3}=5\times10^9\text{ J/m}$. Enchufando esto en$(\text{4d})$Nos da$\rho_0\simeq5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$. Esto coincide con la progresión de densidades de los modelos de Ball et al. (Figura 1 y Tabla 1; su menor$M_{\bullet}$es$5M_{\odot}$, con una densidad central de$\sim8.71\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$). Ambos resultados son mucho más bajos que la densidad central y la presión del Sol .

En un politropo, la velocidad del sonido viene dada por

$$c_{s,0}^2=\gamma\frac{P_0}{\rho_0}\tag{5}$$ dónde $\gamma=(n+1)/n$, y así en nuestro caso $\gamma=4/3$. Por lo tanto, encontramos que $c_{s,0}^2=1.473\times10^11\text{ (m/s)}^2$. Enchufando esto en $(\text{4a})$nos da un radio $r_0$de $1.802\times10^{9}\text{ m}\simeq2.6R_{\odot}$. El radio de Bondi es entonces $r_B=r_0/4\simeq0.65R_{\odot}$. Esto nuevamente coincide; los modelos Ball tenían $r_B\simeq1.66R_{\odot}$por $M_{\bullet}=5M_{\odot}$. La progresión parece tener sentido.

Condiciones de borde

Ahora estamos listos para integrar la ecuación de Lane-Emden para una cuasi estrella. Primero, lo configuramos como un par diferente de ecuaciones diferenciales acopladas:

$$\frac{d\theta}{d\xi}=-\frac{1}{\xi^2}\phi,\quad\frac{d\phi}{d\xi}=\xi^2\theta^n\tag{6}$$ Las condiciones de contorno aquí son $$\theta(\xi_0)=1,\quad\frac{d\theta}{d\xi}|_{\xi_0}=-\frac{\beta}{\xi_0^2},\quad\xi_0=r_0/\alpha\tag{Quasi-star b.c.’s}$$ dónde $$\beta\equiv\frac{M_{\bullet}}{4\pi\rho_0\alpha^3}\tag{7}$$ El factor de escala $\alpha$se puede determinar a partir de su definición. Conectando nuestros valores para $r_0$y $\xi_0$, obtenemos: $$\alpha=r_0/\xi_0=\frac{1.802\times10^9\text{ m}}{0.012}=1.502\times10^{11}\text{ m}$$ Por lo tanto, obtenemos $\beta=8.59\times10^{-4}$. Nuestras condiciones de contorno ahora se pueden reescribir como $$\theta(\xi_0)=1,\quad\frac{d\theta}{d\xi}|_{\xi_0}=-\frac{8.59\times10^{-4}}{\xi_0^2},\quad\xi_0=.012\tag{Quasi-star b.c.’s}$$

El método de Euler

Primero me gustaría revisar el método de Euler. Digamos que tenemos una ecuación diferencial ordinaria de primer orden de la forma

$$\frac{dy}{dx}=g(y,x)$$ con condiciones de contorno apropiadas; es decir, sabemos $x_0$y $y_0=f(x_0)$. Queremos encontrar valores aproximados para la función $y=f(x)$durante algún intervalo de $x$a partir de $x=x_0$. Usamos la aproximación $$\frac{dy}{dx}\approx\frac{\Delta y}{\Delta x}$$ y elige algunos pequeños $\Delta x$. Luego usamos la primera ecuación para encontrar $$\Delta y\approx g(y,x)\Delta x$$ e iterar a lo largo del intervalo: $$x_{n+1}=x_n+\Delta x,\quad y_{n+1}=y_n+\Delta y_n=y_n+g(y_n,x_n)\Delta x$$ Este es el tipo de método que implementé junto con RK4 para producir los primeros gráficos, de una forma ordinaria $n=3$politropo. Para un sistema de ecuaciones diferenciales como estos, la extensión es simple; solo tenemos más funciones como $g(y,x)$.

Resultados

Ahora finalmente podemos crear nuestros modelos. Usé el mismo tamaño de paso que en mi ejemplo original:$\Delta \xi=10^{-4}$- y trazado$\theta(\xi)$tanto en normal como en logaritmo$\xi$-hachas, para mostrar tanto la cúspide central dramática como el hecho de que para un politropo cargado,$\xi_0\neq0$. Escribí el código en Python 3:

import numpy as np
import matplotlib.pyplot as plt

n = 3
dxi = 10**(-4)
xi0 = .012
phi0 = 8.59*10**(-4)

def dtheta(phi,xi):
    return (-phi/(xi**2))*dxi
def dphi(theta,xi):
    return xi**2*(theta**n)*dxi

Xi = [xi0]
Theta = [1]
Phi = [phi0]

while Theta[len(Theta)-1] > 0:
    Xi.append(Xi[len(Xi)-1] + dxi)
    Theta.append(Theta[len(Theta)-1] + dtheta(Phi[len(Phi)-1],Xi[len(Xi)-1]))
    Phi.append(Phi[len(Phi)-1] + dphi(Theta[len(Theta)-1],Xi[len(Xi)-1]))

plt.figure(1)
plt.subplot(211)
plt.plot(Xi,Theta)
plt.title('Quasi-star solution to the Lane-Emden equation for $n=3$')
plt.xlabel('Scaled radius')
plt.ylabel('Solution')
plt.subplot(212)
plt.title('Quasi-star solution with logarithmic scale')
plt.xlabel('Scaled radius')
plt.ylabel('Solution')
plt.semilogx(Xi,Theta)
plt.show()

Eso es bastante indoloro y rápido de escribir. Aquí está la salida:

También hice una comparación entre un politropo cargado y un politropo normal para$n=3$, nuevamente para enfatizar la cúspide:

Finalmente, aquí hay un conjunto de gráficos que hice de temperatura, densidad y presión normalizadas para un$n=3$politropo cargado y un$n=3$politropo normal. Si bien ambos perfiles de temperatura son bastante similares, existe una gran diferencia en la densidad y la presión cerca del núcleo.

Ahora, recuerde que estos son simplemente valores normalizados y deben multiplicarse por los parámetros centrales, pero el punto permanece: las cuasi estrellas son muy diferentes a las estrellas normales.

Evolución

La única pregunta que queda es si nuestra cuasi-estrella permanecerá estable durante un período de tiempo significativo. Es seguro que la masa del agujero negro central cambiará, ya que el objeto recibe energía de la acumulación desde el borde interior de la envoltura. Eventualmente, la cuasi estrella será más o menos un agujero negro con un poco de gas a su alrededor. A corto plazo, la estabilidad de la envolvente, por ejemplo, plantea un problema potencial. También perderá masa, además de acumularla a partir de un disco que puede formarse, rodeando todo el objeto.

Bola et al. encontrado que

$$\dot{M_{\text{BH}}}\propto M_{\text{BH}}^2\rho^{(3-\gamma)/2}\tag{8}$$ Dentro de un orden de magnitud, esto permanece alrededor $\sim10^{-4}M_{\odot}$por año para muchas cuasi-estrellas en varias etapas de evolución. Suponiendo que la masa envolvente de nuestra cuasi-estrella es $\sim100M_{\odot}$, entonces la envoltura debe acumularse por completo en una escala de tiempo de un millón a diez millones de años, hasta un factor de unos pocos. Eso es bastante razonable; las estrellas masivas generalmente viajan a través de la secuencia principal del orden de uno a diez millones de años, por lo que, si bien la cuasi estrella puede vivir solo un corto período de tiempo en comparación con el Sol, su tiempo de vida es razonable en comparación con las estrellas masivas. .

¿Será posible la fusión?

Una suposición clave de los modelos de cuasi estrellas es que cualquier fusión es completamente insignificante. Esta cuasi-estrella en particular ciertamente no es normal, así que me gustaría verificar dos veces y ver si de hecho habrá poca o ninguna fusión. Podemos hacer esto calculando las velocidades de reacción de la cuasi estrella en comparación con las del Sol. (Me gustaría asumir que cualquier fusión ocurre a través de la cadena pp . ¡El ciclo CNO no es posible en una estrella sin carbono, nitrógeno u oxígeno!)

La tasa de generación de energía.$q{ij}$de una reacción de partículas$_i$y$_j$es

$$q_{ij}=\overbrace{C_1\left(\frac{1}{1+\delta_{ij}}\right)\frac{1}{A_iA_j}\frac{1}{AZ_iZ_j}}^{S_{ij}}X_iX_j\rho\tau^2e^{-\tau}Q\tag{9}$$ dónde $C_1$es una colección de constantes que no son exclusivas del entorno estelar, $\rho$es la densidad, $X_I$y $A_i$representar fracción de masa y número de masa (mientras que $A$es la masa (¡atómica!) reducida ), $Z_i$es número atómico, $Q$es la energía liberada por reacción, $\delta_{ij}$es el delta de Kronecker , y $\tau$es una función peculiar de la temperatura: $$\tau=C_2\left(Z_i^2Z_j^2AT^{-1}\right)^{1/3}=D_{ij}T^{-1/3}\tag{10}$$ dónde $C_2$es otra constante. He reunido un montón de términos juntos como $S_{ij}$; verás por qué más tarde.

Encontremos la razón de$q_{ij,\odot}$(el Sol) a$q_{ij,*}$(la cuasiestrella):

$$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=\frac{S_{ij}X_{i,\odot}X_{j,\odot}\rho_{\odot}\tau_{\odot}^2e^{-\tau_{\odot}}Q}{S_{ij}X_{i,*}X_{j,*}\rho_{*}\tau_*^2e^{-\tau_*}Q}\tag{11}$$ Ambos factores de $S_{ij}$cancelar (al igual que el $Q$s), dejándonos con algo mucho más simple. Para la cuasi estrella, podemos observar los valores más altos de temperatura y presión, los valores centrales que elegimos anteriormente. tomaré $\rho_{c,*}=5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$y $T_{c,*}\simeq3.5\times10^{5}\text{ K}$, según la Tabla 1 de Ball et al. Ya asumí que la envoltura cuasi-estrella es hidrógeno puro, así que $X_i=X_j=1$.

Para el Sol, usaré el modelo solar BS05 (AGS, OP) de John Bahcall. Esto da$X_i=X_j=0.36462$,$\rho=1.505\times10^2\text{ g cm}^{-3}$, y$T_{c,\odot}=1.548\times10^{7}\text{ K}$. Sustituyendo algo de esto da

$$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=\frac{(0.36462)^21.505\times10^{2}\text{ g cm}^{-3}\tau_{\odot}^2e^{-\tau_{\odot}}}{(1)^25.462\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}\tau_*^2e^{-\tau_*}}=3.66\times10^5\frac{D_{ij}^2T_{\odot}^{-2/3}e^{-\tau_{\odot}}}{D_{ij}^2T_*^{-2/3}e^{-\tau_*}}$$ Más sustituciones dan $$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=2.9\times10^4e^{\tau_*-\tau_{\odot}}$$ En nuestro caso, $D_{ij}$es $42.46\mu^{1/3}$, con $\mu$siendo la masa reducida (nótese que $\mu\neq A$), si $T$se expresa en mega-Kelvin (es decir, millones de Kelvin). Podemos darnos cuenta de eso $\tau_*>\tau_{\odot}$porque $T_{c,*}<T_{c,\odot}$, y por lo tanto $$e^{\tau_*-\tau_{\odot}}>e^0=1$$ Por lo tanto, $\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}\gg1$, y parece que cualquier fusión será insignificante.

Referencias para ecuaciones de velocidad de reacción:

• Universidad de Duke
• TUM
• UCSC

Conclusión

Propuse que una cuasi estrella de baja masa, un agujero negro rodeado por una gran envoltura gaseosa similar a una estrella, podría tener propiedades similares a una estrella masiva de$\sim100M_{\odot}$. Tomé valores de presión central y densidad de$5\times10^9\text{ J/m}$y$5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$para una cuasi-estrella de masa envolvente$100M_{\odot}$alrededor de un agujero negro de masa$1M_{\odot}$. Los perfiles de temperatura, densidad y presión utilizando una aproximación politrópica muestran que la fusión es poco probable, incluso en el centro, y por lo tanto, la única fuente de energía de la cuasi estrella debería ser la acumulación del agujero negro. El objeto debería permanecer estable durante un millón a diez millones de años, que es una vida útil razonable.

Comenzaré mi respuesta con un reconocimiento a las respuestas anteriores a la mía. Cada uno de ellos, de una forma u otra, ha informado e inspirado los caminos de mi mente para construir un dispositivo que espero cumpla con los requisitos de la pregunta.

La primera y más frecuente restricción que todos parecen haber asumido (y no trabajo bajo ninguna suposición) es que este objeto debe tener el tamaño de una estrella . Dada la restricción de que el objeto no debe ser alimentado por fusión, tampoco debe alcanzar la "masa crítica", por así decirlo, que es aproximadamente 80 veces la masa de Júpiter.

Estas restricciones parecen ser un requisito más razonable:

• $0.087 \text{ M}_{☉}$O sobre$1.73 \times 10^{29}$kg en masa
• $4.85 \times 10^{23}$Watts en potencia de salida
• 14,35 % de eficiencia luminosa O 98 lúmenes/vatio

Para estos dos últimos requisitos, he hecho referencia a la estrella normal menos luminosa de Wikipedia y la eficiencia de nuestra propia estrella, ya que probablemente deseamos que este objeto emisor de luz sea de alguna utilidad para un cuerpo en órbita.

Entonces, ahora a la 'idea' sin las matemáticas, ya que esta idea requiere materiales exóticos que aún no se han descubierto.

Habiendo leído más, he encontrado varias posibles variaciones y limitaciones.

Por ejemplo, si mantengo mi primera idea y uso un fluido tixotrópico y un fluido reopéctico con propiedades únicas (cambio de densidad al pasar de líquido a sólido y ser quebradizo cuando es sólido) lo que hace que intercambien lugares en el 'manto' a través de grietas, fisuras, piezas moviéndose y liquidándose nuevamente, generando fuerzas de fricción y compresión entre sí, exhibiendo una o varias propiedades luminiscentes , como piezoluminiscencia, crioluminiscencia, etc.

Espero que las masas de tamaño estelar y los movimientos de estos líquidos generen suficiente energía a través de varios tipos luminiscentes para generar luz a través de una combinación de estos medios.

La confianza en estas propiedades luminiscentes significa depender de una producción de energía policíclica, con suerte no todo al mismo tiempo, pero desafortunadamente en escalas geológicas. Esto crea la necesidad de algún tipo de estructura para almacenar la energía y liberarla continuamente.

Esta estructura será una especie de estructura geodésica de tamaño estelar, cuyo propósito será sentarse en el punto de equilibrio de los dos fluidos y puede realizar una variedad de funciones:

• Recoger la energía eléctrica descargada de los fluidos polarizados
• Descarga de electricidad en un flujo continuo
• ¿ Producir luz a 400 lm/W?
• Contraerse o expandirse a medida que el límite entre los medios cambia de marea o de otra manera
• ¿Restringir el flujo de un medio hacia el otro para generar más energía?

Originalmente sugerí algunas mejoras adicionales, en particular el uso de un núcleo cristalino que es piezoluminiscente/eléctrico y/o la suspensión de pequeños cristales con propiedades similares dentro de los dos fluidos.

Ahora creo que usar un núcleo cristalino podría ser muy problemático. Dada la presión que tendría que soportar, el núcleo probablemente se agrietaría si no se sobrecalentara y se fundiera, perdiendo su función como otra fuente de luminiscencia o corriente eléctrica. Una forma interesante de evitar esto sería hacer varios cuerpos estelares más pequeños que se orbiten entre sí... pero esto podría 'difundir' demasiado la luz.

Sin embargo, usar los cristales pequeños (y 'pequeño' aquí podría significar bastante masivo) en suspensión podría resultar muy fructífero. 1 cm ³ de cuarzo, por ejemplo, produce 12.500 voltios cuando se coloca bajo 2 kN de fuerza aplicada correctamente. Es posible que en el futuro existan estructuras cristalinas mucho más exóticas. Un rápido vistazo en línea revela excelentes candidatos, como el niobato de magnesio y plomo y el titanato de plomo .

Soy estudiante de filosofía, por lo que las matemáticas son realmente difíciles para mí (léase: imposibles sin mucho más tiempo y práctica).

Sin embargo, una mirada superficial a Google muestra que incluso en niveles perfectos de recuperación de energía, solo el 10% de la fuerza gravitatoria se convertirá en energía útil. Pero es probable que esto esté más cerca del 1%. Esto se basa puramente en el efecto piezoeléctrico .

Esencialmente, lo que estoy haciendo es un dispositivo eléctrico gigante alimentado por gravedad que podría usarse para alimentar algún tipo de LED súper grande. ¡Es una bombilla espacial!

No podría ser perpetuo, pero no tengo forma de medir cuánto duraría. ¿Quizás los cristales eventualmente se disolverán o se triturarán en polvo y flotarán hacia el espacio? ¿Quizás los dos líquidos eventualmente alcanzarán algún tipo de equilibrio? ¿Quizás estos materiales nunca puedan existir? ( ¡Aunque nunca diría nunca! )

Sin embargo, no creo que pueda conducir a ningún evento catastrófico.

Ahora puedo dar más de dos referencias :)

Nota: Esta respuesta ni siquiera está cerca de terminar. Lo estoy publicando como una especie de control de cordura, para que pueda obtener información sobre si mi idea es totalmente loca o no. Ya vendrán enlaces y más números.

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Introducción

Cuando escribí esta pregunta, pensé que el mecanismo de Kelvin-Helmholtz no sería una buena solución al problema. Es simple ver que si un cuerpo similar al Sol produjera energía al mismo ritmo que el Sol de esta manera, se quedaría sin energía después de ~10 ⁷ años. Esto es algo que me ha hecho descartar otras ideas también, algo que llamaré el problema de la escala de tiempo.

Observé el uso de alguna forma de acumulación de varias maneras. Ya estaba familiarizado con Thorne-Żytkow Objects (TŻOs) , que me habían sugerido un par de personas. Una TŻO es una gigante roja o supergigante roja de tipo M cuyo núcleo ha sido reemplazado por una estrella de neutrones. La fusión nuclear continúa en las capas superiores de la estrella, mientras que la envoltura interior es acrecentada por el nuevo núcleo, produciendo energía. La respuesta de Demetri habló sobre varios pros y contras que son bastante importantes. Desafortunadamente, las desventajas (que he agregado) superan las ventajas (ver Thorne & Żytkow (1977) ):

• La fusión nuclear todavía ocurre en las capas superiores.
• El sobre durará un tiempo del orden de ~10 ⁷ o ~10 ⁸ años, que es demasiado corto.
• Existe la posibilidad de inestabilidades en varias capas de la envolvente.

Otra posibilidad que se me pasó por la cabeza fue usar una cuasiestrella , esencialmente una protoestrella extremadamente masiva cuyo núcleo colapsa en un agujero negro. Las desventajas son que la vida útil de la envoltura sería aproximadamente la misma que la de un TŻO, y la protoestrella tendría que tener al menos 1000 veces la masa del Sol (ver Begelman et al. (2008) ).

También se mencionó una última opción especulativa que se me ocurrió: una estrella oscura . Esta sería una mezcla de materia oscura y materia normal que genera energía mediante la aniquilación entre neutralinos. Las desventajas son dos: la "estrella" tendría un diámetro de entre 4 AU y 2000 AU, y no emitiría luz en la parte visible del espectro.

Estos son los tipos de estrellas exóticas mejor estudiados. Debería ser evidente que estos no podrían ser buenos sustitutos de una estrella y cumplir con los requisitos de tiempo y luminosidad que establecí. La solución que presento aquí es mucho más mundana, al menos en términos de la composición de la estrella.

Propongo usar el mecanismo de Kelvin-Helmholtz para impulsar una estrella como una estrella T Tauri . El problema de la escala de tiempo se puede resolver mediante la pérdida periódica de masa y la reposición que se repite cada tiempo Kelvin-Helmholtz, por medio de un disco dentro y fuera del cual oscila el alquitrán. La fusión nuclear no ocurrirá porque las temperaturas en el núcleo de la estrella no habrán alcanzado niveles lo suficientemente altos.

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1. La estrella

El mecanismo de Kelvin-Helmholtz transfiere energía potencial gravitacional a energía radiada. La derivación es sencilla. La energía potencial gravitatoria total radiada es

$$U_r=\frac{3M^2G}{10R}$$ o, estableciendo $C=\frac{3}{10}$, $$U_r=\frac{CM^2G}{R}$$ yo suelo $C$¹ [Nota al pie: algunos autores utilizan $\eta$.] aquí porque esto no es del todo correcto. La proporcionalidad es correcta, pero debe haber un indicador de qué tan bien se comprime el objeto. Esto puede variar mucho; por ejemplo, para Júpiter, $C\approx0.03$. En el presente caso, sin embargo, tomaremos $C=\frac{3}{10}$.

Dado que la luminosidad es energía en el tiempo, podemos escribir

$$\frac{U_r}{t}=L\to t=\frac{3M^2G}{10RL}$$ Podríamos sustituir ingenuamente en $L=L_{\odot}$, la luminosidad del Sol, y haga lo mismo para la masa y el radio, y calcule la escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz. Pero esto no dará la hora correcta para una estrella de tal masa y radio, por varias razones:

• No hay razón para que la luminosidad dada sea la luminosidad producida por tal estrella. Solo nos diría cuánto tiempo duraría un cuerpo que actúa como el Sol pero que produce energía a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz.
• El radio de tal estrella cambiará con el tiempo a medida que avanza la contracción. Lo mismo debería ser cierto para la luminosidad, en ciertos casos.

Para llegar a un modelo preciso, debemos observar algunos casos reales de estrellas que se contraen de esta manera. Tales estrellas son estrellas previas a la secuencia principal, que viven en la trayectoria de Hayashi (para estrellas de menor masa) o en la trayectoria de Henyey (para estrellas de mayor masa). Las estrellas en la pista de Hayashi disminuyen en luminosidad con el tiempo mientras mantienen una temperatura constante; las estrellas en la pista de Henyey aumentan de temperatura con el tiempo mientras conservan una luminosidad constante. Después de una cierta cantidad de tiempo, se unen a la secuencia principal, cuando comienza la fusión nuclear.

Kumar (1962) proporciona una expresión alternativa para la energía liberada por la contracción (mantenemos un término adicional, suponiendo radios inicial y final distintos de cero, cuya importancia se explicará más adelante):

$$t=\frac{GM^2}{28\pi\sigma T_{\text{eff}}^4}\left(\frac{1}{R_2^3}-\frac{1}{R_1^3}\right)$$ Tenga en cuenta que hay un término adicional para el radio inicial. Esto se debe en parte a una derivación diferente y en parte a que necesitamos asumir un radio inicial finito, a diferencia de la mayoría de los modelos.

La temperatura efectiva de una estrella en la pista de Hayashi se puede calcular fácilmente:

$$T_{\text{eff}}=(2600\text{ K})\mu^{13/51}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{7/51}\left(\frac{L}{L_{\odot}}\right)^{1/102}$$ dónde $\mu$es el peso molecular medio de las partículas de gas. Este último factor de luminosidad muestra que la temperatura de una estrella en la pista de Hayashi depende muy poco de la luminosidad. En este caso, optaré por eliminar ese término por completo y establecerlo en 1. Esto significa que si establecemos los radios final e inicial constantes, el tiempo que se pasa en la pista de Hayashi depende completamente de la masa, con la excepción de composición. Podemos decir $$T_{\text{eff}}^{-4}\approx(2600^{-4})\mu^{-52/51}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-28/51}$$ y entonces $$t\approx\frac{(2600)^4G}{28\pi\sigma\mu^{52/51}}M^2\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-28/51}\left(\frac{1}{R_2^3}-\frac{1}{R_1^3}\right)$$ Ahora, simplemente podría establecer $t$a ~10 ⁹ años, luego use eso para encontrar la masa de la estrella eligiendo dos radios como conjeturas. Pero el gran problema es que las estrellas de baja masa y baja luminosidad permanecen en la pista de Hayashi durante más tiempo. Por lo tanto, cualquier objeto que permaneciera en la pista de Hayashi sería bastante tenue durante gran parte de ese tiempo. Así que esto es bastante inútil.

Por eso es necesario que la estrella pase por ciclos de contracción. Para que una estrella en la pista de Hayashi tenga una luminosidad lo suficientemente alta, debe tener una cierta masa. Sin embargo, su tiempo en la pista de Hayashi no será lo suficientemente largo para mis necesidades. Por lo tanto, debe continuar en esta pista en una pista evolutiva circular.

Cada ciclo comienza con la obtención de una gran envolvente circunestelar de radio$R_1$. La gravedad obliga a la estrella a contraerse hasta un radio final de$R_2$. Al final de esta contracción, algún mecanismo debe causar la pérdida de masa, de modo que las envolturas sucesivas no se vuelvan excesivamente grandes y provoquen que la estrella finalmente comience la fusión de hidrógeno. Esta pérdida de masa se llevará todo menos un pequeño núcleo. La estrella obtendrá entonces una nueva envoltura y el ciclo se repetirá.

El mecanismo de ganancia de masa se discutirá más adelante, pero ahora discutiré el problema de pérdida de masa. La opción más tentadora es que un fuerte viento estelar se lleve el exceso de material. De hecho, las estrellas T Tauri a menudo tienen fuertes vientos estelares, a veces llamados vientos T Tauri, o salidas bipolares relacionadas con chorros astrofísicos. El problema aquí es que estos vientos solo aparecen después de que ha comenzado la fusión nuclear.

Otro problema con eso es que los vientos estelares normalmente son bastante regulares. El tipo de pérdida masiva que busco sería repentina, violenta y de corta duración. Entonces, en este momento, estoy un poco apurado en cuanto a qué hacer al respecto. Sospecho que las interacciones disco-estrella podrían terminar eliminando el sobre y reemplazándolo por uno menos denso, pero necesitaría simulaciones para demostrarlo.

2. El disco

Para el disco, estoy imaginando algo en la vena de un disco de acreción. Tendrá que tener docenas de masas solares en masa, y deberá ser bastante ancho. Una mejor unidad de medida podría ser años luz, no AU. También tendrá que ser espesa. Para el perfil de densidad, estoy pensando en usar un perfil de modelo Plummer-Kuzmin :

$$\Phi(r,z)=-\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}}{\sqrt{r^2+(a+\sqrt{z^2+b^2})^2}}$$ dónde $\Phi(r,z)$es el potencial gravitacional y $a$y $b$son constantes.

La composición del disco será principalmente polvo y gas, en forma de hidrógeno molecular (posiblemente no ionizado). No debería ser demasiado caliente o denso; nuevamente, necesito evitar que ocurran reacciones nucleares en el disco o durante la acumulación.

Para analizar el movimiento de la estrella, en su órbita estilo Sitnikov , usaré un Lagrangiano:

$$\mathcal{L}=\frac{1}{2}M\dot{z}^2-M\Phi$$ He restringido el movimiento para que sea lineal en el $z$-eje, por lo que nuestra única ecuación de Euler-Lagrange relevante es $$\frac{d}{dt}\left(\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial\dot{z}}\right)=M\ddot{z}=\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial z}$$ Esto entonces se convierte $$\ddot{z}=\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}z\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)}{\sqrt{b^2+z^2}\left(\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^2+r^2\right)^{3/2}}$$ La estrella comenzará en $r=0$, y dado que habrá simetría radial y no habrá fuerzas radiales, se quedará ahí. Por lo tanto, $$\ddot{z}=\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}z\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)}{\sqrt{b^2+z^2}\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^3}=\frac{GMz}{\sqrt{b^2+z^2}\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^2}$$ Esta es una ecuación diferencial no lineal de segundo orden de la forma $$y''=f(y)$$ dónde $y=g(x)$. Aquí, $y=z$y $x=t$. podemos resolver para $t$como una función de $z$. La solucion es $$t=\pm\left(-C_2+\int\left[C_1+2\int f(z)dz\right]^{-1/2}dz\right)$$ integrando $f(z)$no parece ser posible analíticamente, aunque lo intento numéricamente. Una forma (poco elegante) de hacerlo sería aproximar la serie de Taylor de $f(z)$hasta algunos $O(z^N)$para suficientemente grande $N$. Entonces podrías integrar eso, luego tal vez tomar la expresión dentro de los paréntesis y crear una serie de Taylor para eso , e integrar.

La ventaja de todo esto es que si conoces la velocidad de la estrella en$z=0$, puedes encontrar su altura máxima (usa la conservación de la energía), y a partir de ahí puedes encontrar su período,$P$, y$P/2$.

Mi principal preocupación con esta configuración es la estabilidad. Un planeta Sitnikov es inestable frente a las perturbaciones radiales. Dependiendo del perfil de densidad del disco, este puede ser el caso o no. Ahora, el caso de un objeto similar a un anillo que proporciona el potencial para que el cuerpo oscile puede no tener tales inestabilidades. Esta página explora algunas de las propiedades de un planeta toroidal, incluidas las posibles órbitas de sus lunas.

Lo creas o no, ¡hay órbitas estables (al menos a corto plazo) que pasan por el centro del toroide!

Diría que es posible que el mismo tipo de estabilidad sea posible aquí, incluso si el hiperboloide es "más recto". Podemos descomponer el perfil de densidad del disco en un toro de este tipo, a una distancia estable del centro, y una región menos densa involucrada en la acumulación activa. Esto podría conducir a órbitas similares a las de la computadora para la luna y el planeta toroidal.

Editaré, limpiaré esto y lo desarrollaré más tarde (y reemplazaré los enlaces de wikipedia), pero quería dejar lo que tengo por ahora antes de que me olvide o pierda todas las páginas.

Podemos tener una estrella artificial con un núcleo de diamante , calentada por un motor de reacción de antimateria a 3000 C. Eso no es suficiente para una estrella como nuestro sol, pero puede calentar el hidrógeno circundante lo suficiente como para entrar en el rango rojo/naranja.

Según la excelente respuesta de Samuel aquí , podemos tener un diamante de tamaño estelar en el rango de 253 000 km y 573 000 km. Eso es más grande que un núcleo solar, lo que significa que podemos rodearlo con hidrógeno y evitar que desencadene la fusión.

El diamante conduce bien el calor y se puede calentar de forma segura hasta ~ 3000 C cuando está bajo presión. Como cuando está en el centro de una estrella.

3000 C está justo alrededor de la temperatura de la superficie de una gigante roja , por lo que podemos obtener ese tipo de luz.

tareas pendientes:

• Determine si la masa del diamante estelar es mayor que la masa del núcleo y, de ser así, si es suficiente para desencadenar la fusión.
• Averigua cómo evitar que el motor de antimateria sea destruido por la presión, arruinando todo.

No.

Obtendrá un objeto del tamaño de una estrella que liberará energía a través de la fusión, a menos que esté hecho de elementos más pesados ​​que el hierro . Entonces puedes hacer una estrella de hierro , pero no liberará mucha energía.

¿Qué pasa con la fisión?

Desafortunadamente, juntar demasiados productos de fisión sin un moderador de neutrones liberará más energía que la energía de enlace gravitacional de la estrella y se explotará sola. Todos los buenos moderadores de neutrones son más livianos que el hierro, por lo que reunir la masa de una estrella simplemente hará que se fusionen. Hay algunos combustibles nucleares autolimitantes , como el hidruro de uranio y circonio, que tiene un coeficiente de reactividad de temperatura del combustible negativo, pero dudo que puedas crear una estrella hecha de él y mantener esas propiedades.

Cualquier otra reacción no evitará la fusión o no durará lo suficiente como para estar cerca del mismo tiempo de vida que una estrella tradicional.

Los objetos Thorne-Żytkow son un ejemplo, si existen (y hay evidencia de que existen).

Estas estrellas pueden tener dos fuentes de energía diferentes:

• Fusión nuclear, aunque en condiciones bastante inusuales.
• Acreción en el núcleo NS.

El segundo es mucho más eficiente (producción de energía ~$0.12mc^2$contra ~$0.007mc^2$). Sin embargo, la fuente primaria de energía para un TZO real puede ser cualquiera. Esto se debe a que la envoltura convectiva puede hacer descender nuevo combustible de fusión y barrer las cenizas de fusión.

Dado que la acumulación en un NS libera mucha más energía por unidad de masa que la fusión, es totalmente capaz de soportar el TZO contra la gravedad mientras exista el TZO, incluso si la fusión no es la fuente principal de energía. Es probable que la vida útil sea bastante corta (< 1 millón de años). Sin embargo, esto se debe a que los vientos estelares expulsan la envoltura exterior, no a que la acumulación no pueda proporcionar suficiente energía.

Si bien la fusión ocurrirá en cualquier TZO, en un TZO impulsado por acreción, la cantidad de energía de la fusión es mucho menor.

Es difícil concebir una estrella que no se abastezca por fusión nuclear, salvo las que ya existen .

Algunos antecedentes

La fusión nuclear es un proceso por el cual dos núcleos de dos átomos se fusionan (de ahí la fusión nuclear ). Solo puede ocurrir bajo una temperatura y presión inmensas.

Una estrella es un objeto enorme . En su núcleo, la presión y la temperatura son inmensas, y la fusión nuclear comenzará a ocurrir debido a esto.

algunos numeros

$$\begin{equation}\tag{1} T_{\text{eff}} \propto \sqrt{M} \end{equation}$$

Usando$T_{\text{eff ☉}} = 5780\text{K}$y$M_☉ = 1.988 \times 10^{30} \text{kg}$, de (1) obtenemos:

$$T_{\text{eff}} = k\sqrt{M}$$ $$k = \frac{T_{\text{eff}}}{\sqrt{M}}$$ $$\begin{equation}\tag{2} k = 4.1 \times 10^{-12} \end{equation}$$

Sabemos que objetos tan "pequeños" como 3 masas de Júpiter son estrellas , aunque la fusión solo ocurre a partir de 13 masas de Júpiter (eso será relevante en un momento).

Por lo tanto, de los vastos e incontables trillones de estrellas, cualquier cosa por encima$2.47 \times 10^{28} \text{kg}$ sufrirá una fusión nuclear. Usando nuestros números de (2), eso es:

$$T_{\text{eff}} = 4.1 \times 10^{-12} \times \sqrt{2.47 \times 10^{28}}$$ $$\approx 644 \text{K} = 371 \text{°C}$$

que es una temperatura diminuta , en términos estelares. Por supuesto, sus núcleos son más calientes y por eso se produce la fusión, pero su temperatura efectiva es muy pequeña. Por lo tanto, la gran mayoría de las estrellas son más calientes.

Conclusión

La mayoría de las estrellas se alimentarán por fusión nuclear. Si otros métodos son posibles es ligeramente irrelevante, porque la existencia de esos métodos no negará el hecho de que, debido a la inmensa cantidad de energía liberada en la fusión, la fusión nuclear será la principal fuente de energía de una estrella. Excluyendo, quizás, los agujeros negros inherentes.

La minoría de estrellas -y estas estrellas ya existen- existirán sin ser alimentadas por fusión nuclear. Las estrellas de neutrones, aunque todavía se clasifican como estrellas, no se fusionan.

En Palimpsesto , Stross usa una "necroestrella" para mantener la tierra habitable por órdenes de magnitud más largas de lo que duraría el sol.

Este era un agujero negro rodeado de gas, siendo la gravedad la principal fuente de energía, dando casi el 100% de la masa a la energía.

La razón principal para reemplazar el sol fue hacer que dure (mucho) más tiempo.

Teóricamente posible, creo. Usando nuestro amigo torio.

Aquí en la tierra, Th es esencialmente 100% Th-232, así que considerémoslo puro.

Esto no es fisionable (bueno para nuestros propósitos), y tiene una agradable vida media de larga duración de 14.050 millones de años.

Si considera toda la serie de torio, tiene 42,6 MeV de producción de energía (incluidos los neutrinos), que también es 6,83e-12 julios. Por supuesto, perdemos casi todo el calor de los neutrinos (tal como lo hacemos con nuestro sol).

Así, un mol de Th eventualmente produce 4.11e12 J, o un kg produce 1.77e13 J. La mitad se libera en los primeros 14 mil millones de años.

Un kg de Th-232 libera unos 20 mW, por lo que se necesitan 5 toneladas para alimentar una bombilla de 100 vatios. Felicitaciones, ahora tiene un RTG de muy baja potencia, pero muy duradero.

Nuestro sol tiene una masa de unos 2e30 kg. Así que reemplacémoslo con 2e30 kg de torio. Ahora tenemos un RTG 4E28 W. Nuestro sol en realidad produce solo alrededor de 4E26 vatios, por lo que es 100 veces más potente que nuestro sol, y también debería ser considerablemente más pequeño considerando la densidad relativa de los materiales.

La cantidad real de Th-232 que necesita para hacer su propio sol sin fusión dependerá de las condiciones exactas que desee, pero como primera aproximación, solo 1e28 kg de Th debería estar lo suficientemente cerca ya que la potencia total será aproximadamente la misma. como nuestro sol.

Hacer esta estrella es fácil. Paso 1: comience con 1e28 kg de Th, Paso 2: tírelo todo en una gran pila y retroceda.

Encontrar tanto torio no será fácil. La masa del universo es de aproximadamente 3e52 kg, Th es quizás 1 parte en 1e13, por lo que redondeando a la potencia más cercana a 10, 1e39 kg de Th en el universo. Esto es suficiente para construir estrellas de torio 1e11. Hmmm, tal vez no sea tan difícil después de todo si estás lo suficientemente motivado como para buscar en una galaxia todo su torio.

Si descubre que con el paso del tiempo la estrella ya no es tan brillante como quisiera, arroje un poco más de torio al fuego cada 10 millones de años más o menos.

¿Terminamos? No alimentado por fusión. Potencia de salida similar a una estrella. Vida útil similar a una estrella. Ningún desastre en los próximos miles de millones de años.

Un disco de acreción, alimentado por una enana marrón o un planeta gigante gaseoso.

• No es una estrella (aunque el cuerpo central suele ser un remanente estelar; una enana blanca, una estrella de neutrones o un pequeño agujero negro)
• Apoyado contra la gravedad por el momento angular
• Produce energía al convertir la energía potencial gravitacional de la materia que cae en radiación.

Para el cuerpo central de la enana blanca y la estrella de neutrones, la radiación se emite cuando la materia que cae choca con la superficie; hay liberación de energía adicional de la fusión en esta etapa. Si el cuerpo central es un agujero negro, no hay superficie con la que chocar, pero el horizonte de eventos tiene una circunferencia tan pequeña (el radio de Schwarzschild de un agujero negro con masa solar es de 2953 m) que el calentamiento por fricción de la materia que cae hace que se irradie casi toda su energía potencial gravitacional.

Si se trata de una estructura diseñada, se podrían mantener en reserva múltiples gigantes gaseosos; tal estructura podría durar billones de años.

Un objeto masivo no colapsa necesariamente debido a la gravedad. La gravedad sin duda juntará las partes componentes, pero no puede mantenerlas allí. Con la sola gravedad, cada parte estaría en órbita ; conversión entre energía cinética y energía potencial gravitacional para siempre.

Si introducimos otra fuerza, como el electromagnetismo, suceden dos cosas. En primer lugar, la energía se puede convertir de nuevas formas; por ejemplo, las partículas pueden emitir radiación electromagnética y, por lo tanto, disminuir su energía cinética + potencial, lo que hace que sus órbitas se deterioren. En segundo lugar, pueden ocurrir nuevas interacciones entre partículas, es decir. colisiones, que interrumpen sus órbitas. Es por eso que las nubes de hidrógeno colapsan en un disco.

¿Qué pasa si no tenemos una fuerza como el electromagnetismo actuando sobre nuestras partículas? Este es el caso de algunos modelos de materia oscura. En estos modelos, la materia oscura interactúa a través de la gravedad pero no del electromagnetismo, por lo que no colapsaría como lo hace la materia bariónica. Una colección de partículas de materia oscura en órbita perpetua se llama halo de materia oscura . Si bien normalmente se habla de escalas galácticas, en principio dicho halo podría tener el tamaño y la masa de una estrella; especialmente si están diseñados de esa manera.

Entonces, los halos de materia oscura no necesitan una fuente de energía para evitar el colapso gravitacional; pero no son muy "estrellales". ¿Hay alguna manera de que puedan emitir energía como una estrella? Los modelos WIMP permiten que las partículas de materia oscura interactúen a través de una fuerza débil; en este escenario, pueden ocurrir colisiones, muy raramente. Muchos experimentos están intentando detectar tales colisiones. Estas raras colisiones proporcionan un mecanismo para regular alguna otra reacción, p. aniquilación de materia / antimateria, para evitar las reacciones en cadena desbocadas normales mencionadas en otras respuestas

Las enanas marrones son objetos similares a estrellas, que obtienen gran parte de su energía del colapso gravitacional. Si imagina una enana marrón sin deuterio (también sin litio si la enana marrón es lo suficientemente masiva como para fusionar litio), entonces toda la producción de energía proviene del colapso gravitacional, más la descomposición radiactiva de cualquier elemento radiactivo. Este sería un objeto tenue y que se enfriaría bastante rápido, pero aún así como una estrella sin ninguna fusión. Para aumentar la vida útil, agregue elementos radiactivos con una vida media larga, por ejemplo, el torio-232 tiene una vida media de 14 050 millones de años ., por lo que suficiente debería mantener las cosas calientes durante bastante tiempo, sin causar una reacción en cadena. Si desea un mecanismo natural para producir una "estrella" como esta, entonces probablemente necesite ser inventivo, pero podría ser construido "fácilmente" por cualquier civilización Kardashev Tipo 3 .

Otro objeto más exótico sería una estrella de neutrones o una enana blanca rodeada por un disco de acreción estable, que perdería materia a un ritmo estable. Para evitar la fusión de la materia que cae, tendría que estar compuesta de elementos lo suficientemente pesados, para que no se fusionen cuando colisionen con la estrella de neutrones. Este tipo de objeto probablemente tendría que fabricarse, al menos si necesita tener una vida útil prolongada y una producción de energía relativamente estable. El límite superior para la vida útil es probablemente hasta que la estrella de neutrones colapsa en un agujero negro, por lo que depende de la producción de energía deseada, determinada por el flujo de masa de la materia que cae. Es posible que deba agregar algunos objetos adicionales para desestabilizar el disco de material a la perfección para que las cosas sigan cayendo al ritmo deseado.

También podría imaginar un agujero negro con un disco de acreción de este tipo, pero entonces no habrá una colisión real con el objeto central, por lo que tendría que haber tanta materia cayendo, que colisionará consigo mismo y se calentará de esa manera. Sin hacer ningún cálculo, creo que este tipo de objeto tendría una vida bastante corta, antes de que se le acabara la materia que cae. Otra opción exótica podría ser un agujero negro y/o una estrella de neutrones en un sistema binario, en el que podría tener una tasa controlada de materia que cae y genera energía durante más tiempo que una sola estrella de neutrones (antes de colapsar en un agujero negro). ).

¿Puede una pregunta ser también una respuesta? Porque no tengo la física para responder a esto y no estoy seguro de que alguien la tenga.

Un campo magnético tiene una densidad de energía. Uno de los objetos astrofísicos conocidos más exóticos observados actualmente es el magnetar . Es una estrella de neutrones que se formó con un campo magnético de hasta 10E11 Tesla. Su producción de energía durante decenas de miles de años se libera por la descomposición de ese campo magnético.

A modo de comparación, el campo magnético más grande creado en la Tierra es de alrededor de cien Tesla. El campo alrededor de una magnetar distorsionará los núcleos atómicos en formaciones filiformes. Hará que el vacío se vuelva birrefringente. Algunas observaciones de magnetares (fallas y anti-fallas) no se entienden bien.

La energía almacenada por un volumen dado de campo magnético es el cuadrado de ese campo.

Mi pregunta. Aparte del colapso gravitacional de una densidad de energía lo suficientemente alta en un agujero negro, ¿hay algún límite superior en la fuerza de un campo magnético?

Si no, entonces un "supermagnetar" proporciona una alternativa física a la fusión nuclear para una fuente de cantidades estelares de energía durante cantidades estelares de tiempo. Qué forma podría tomar y cómo podría surgir, no puedo comenzar a imaginar.

Si desea desviarse de la ciencia dura al handwavium, ¿hay una nueva forma de materia que se encuentre más cerca del límite del agujero negro? ¿Y podría ser capaz de manipulación tecnológica?

Ni idea sobre el natural. Pero supongo que hay algún valor en proporcionar una solución artificial. Y que la etiqueta de ciencia dura se aplica a la pregunta principal. (es decir, no haré los números para una pregunta secundaria).

Suponga que tiene un planeta sin estrellas del tamaño y composición de la Tierra al que desea proporcionar un sol artificial que se parecería convincentemente al sol para una civilización preindustrial que desea plantar en el planeta. Supongamos además que el planeta también tiene una luna idéntica a la nuestra. O al menos razonablemente similar.

Por coincidencia, el Sol y la Luna tienen aproximadamente el mismo tamaño que la Tierra. Por lo tanto, si calienta la superficie de la luna a la misma temperatura que la fotosfera del Sol. Será razonablemente "similar al Sol" y proporcionará la misma cantidad de luz y energía. El espectro, entre otras cosas, será diferente, por lo que una civilización con tecnología industrial y conocimientos astronómicos no la confundirá con una estrella real.

Lo importante es que la Luna es mucho más pequeña que cualquier tipo de objeto estelar. Y puede ser más pequeño que la Luna si haces la órbita más pequeña. Esto significa que se necesita mucha menos energía y se desperdiciará mucha menos energía en irradiar el espacio vacío. Por ejemplo, si la luna está bloqueada por mareas, solo la superficie del planeta que mira hacia el lado debe calentarse a temperatura máxima.

Estos factores reducen la energía y la potencia necesarias lo suficiente para que la descomposición radiactiva sea un método viable para proporcionarla. SI también asumimos que su sol artificial solo necesita funcionar un millón de años más o menos. Dudo que los varios miles de millones de años necesarios para la evolución natural sean posibles. Para un esquema de tipo arca, es posible que pueda salirse con la suya con una vida útil de cien o incluso diez mil años. Lifetime aquí significa que la potencia no se ha reducido notablemente. Solo calentar la superficie ayuda mucho aquí, ya que el resto de la luna actúa como un disipador de calor que reduce la producción al principio.

El único problema real es reunir la cantidad necesaria de material radiactivo. Realmente no puedo pensar en una solución que no sea usar explosiones nucleares para irradiar (y precalentar) la superficie. Y probablemente se necesitarían dispositivos de fusión para evitar la escasez de materiales fisionables. Sin embargo, una civilización que realmente haga soles artificiales para planetas sin estrellas podría tener una mejor solución. Por ejemplo, un acelerador de partículas impulsado por fisión podría irradiar la superficie ya que se desperdiciaría menos energía en luz y cinética (explosiones). Aunque con explosiones subterráneas de rendimiento adecuado los residuos deberían ser mínimos.