Enkelt spørsmål, men kan ikke synes å finne svaret hvor som helst. Det kan ikke være kjernefusjon fordi kjernefusjon oppstår som et resultat av varmen. Og det kan ikke være på grunn av tyngdekraften fordi det antas at kjernen til sorte hull er nesten absolutt null. Så hva gjør stjerner varme?
Kommentarer
- Hvem tror at kjernen til sorte hull er nesten absolutt null?
- Vises å være et konseptuelt veldig interessant spørsmål med et ikke-åpenbart svar.
Svar
Stjerner kke får varme på grunn av kjernefusjon, de blir varme nok til å opprettholde kjernefusjon, og denne prosessen opprettholder temperaturene. Kjernefusjon faktisk stopper en stjerne blir varmere.
Protostjerner (før kjernefusjon) blir varme på grunn av et velkjent statistisk forhold mellom gravitasjonspotensialenergien av en gass og den indre kinetiske energien til partiklene som utgjør gassen. [I en ideell gass er den kinetiske energien til partiklene direkte proporsjonal med gassens temperatur.] Dette er kjent som virialteorem , som sier at det dobbelte av den summerte kinetiske energien til partikler ($ K $) pluss gravitasjonspotensialenergien ($ \ Omega $, som er en negativ størrelse for et bundet objekt) er lik null. $$ 2K + \ Omega = 0 $$
Nå kan du skrive ned total energien til systemet som $$ E_ {tot} = K + \ Omega $$ og derav fra virialsetningen at $$ E_ {tot} = \ frac {\ Omega} {2}, $$ som også er negativ.
Hvis vi nå fjerner energi fra systemet, for eksempel ved å la gassen utstråle energi, slik at $ \ Delta E_ {tot} $ er negativ , så ser vi at $$ \ Delta E_ {tot} = \ frac { 1} {2} \ Delta \ Omega $$
Så $ \ Omega $ blir mer negativt – som er en annen måte å si at protostjernen oppnår en mer kollapset konfigurasjon.
Merkelig, samtidig, kan vi bruke virialteoremet for å se at $$ \ Delta K = – \ frac {1} {2} \ Delta \ Omega = – \ Delta E_ {tot} $$ er positiv . dvs. de kinetiske energiene til partikler i gassen ( og dermed deres temperaturer ) blir faktisk varmere. Med andre ord har gassen en negativ varmekapasitet. Men en varmere temperatur betyr vanligvis at mer stråling produseres, og hvis energitapene fortsetter, kollapser det også.
Denne prosessen blir til slutt arrestert i en stjerne ved utbruddet av kjernefusjon. Dette erstatter strålingstapene med kjernekraft og stjernen oppnår en kvasi-likevekt som varer så lenge den har kjernebrensel å brenne.
Kommentarer
- Det ' et omfattende svar, men muligens for komplisert
- @Tanenthor " Astronomy Stack Exchange er et spørsmål og svarsted for astronomer og astrofysikere. Det ' bygges og drives av deg som en del av Stack Exchange-nettverket til Q & A-nettsteder. Med din hjelp jobber vi ' sammen for å bygge et bibliotek med detaljerte svar på alle spørsmål om astronomi. " Det er mangler på detaljer som er bemerkelsesverdige for mange svar på Astronomy SE.
Svar
Før kjernefusjon i kjernen starter, kommer varmen fra stjernen fra sammentrekningen av den opprinnelige tåken. Når saken kommer nærmere hverandre, reduseres den potensielle energien til den, akkurat som når du slipper en stein. Energi er imidlertid konstant, så den må gå et sted. At «et sted» er varmen i den nyfødte stjernen.
Kommentarer
- Så du ' antyder at fødselen til en stjerne er noe voldelig og ikke gradvis, eller tolker jeg bare feil?
- @ReadySetPawn Neida, jeg har ikke sagt noe om hvor lenge sammentrekningsfasen varer.
- @ReadySetPawn mens det ' er et annet spørsmål, ja fødselen til stjerner kan være veldig voldelig og midlertidig mye lysere enn når stjernen legger seg inn i den ' s hovedsekvens. Jupiter er for eksempel 1/75 av massen av de letteste røddvergstjernene, men varmen fra formasjonen er tilstrekkelig til at Jupiter fremdeles avgir 4 ganger den energien den mottar fra solen. Energien og varmen som oppstår når nok materie til å danne en stjerne sammenfaller under tyngdekraften, er imponerende.