¿Qué hace que las estrellas sean calientes?

Las estrellas no obtienen calientes debido a la fusión nuclear, se vuelven lo suficientemente calientes para sostener la fusión nuclear y este proceso mantiene sus temperaturas. La fusión nuclear en realidad detiene que una estrella se caliente.

Las protoestrellas (antes de la fusión nuclear) se calientan debido a una relación estadística bien conocida entre la energía potencial gravitacional de un gas y la energía cinética interna de las partículas que forman el gas. [En un gas ideal, la energía cinética de las partículas es directamente proporcional a la temperatura del gas.] Esto se conoce como el teorema del virial , que dice que el doble de la energía cinética sumada de las partículas ($ K $) más la energía potencial gravitacional ($ \ Omega $, que es una cantidad negativa para un objeto ligado) es igual a cero. $$ 2K + \ Omega = 0 $$

Ahora puede escribir la energía total del sistema como $$ E_ {tot} = K + \ Omega $$ y por lo tanto, del teorema virial de que $$ E_ {tot} = \ frac {\ Omega} {2}, $$ que también es negativo.

Si ahora eliminamos energía de el sistema, por ejemplo, al permitir que el gas irradie energía, de modo que $ \ Delta E_ {tot} $ sea negativo , entonces vemos que $$ \ Delta E_ {tot} = \ frac { 1} {2} \ Delta \ Omega $$

Entonces $ \ Omega $ se vuelve más negativo , que es otra forma de decir que la protoestrella alcanza un colapso más configuración.

Curiosamente, al mismo tiempo, podemos usar el teorema del virial para ver que $$ \ Delta K = – \ frac {1} {2} \ Delta \ Omega = – \ Delta E_ {tot} $$ es positivo . es decir, las energías cinéticas de las partículas en el gas ( y, por lo tanto, sus temperaturas ) en realidad se calientan más. En otras palabras, el gas tiene una capacidad calorífica negativa. Pero una temperatura más alta generalmente significa que se produce más radiación y si las pérdidas de energía continúan, también lo hace el colapso.

Este proceso finalmente se detiene en una estrella por el inicio de la fusión nuclear. Esto reemplaza las pérdidas radiativas con energía nuclear y la estrella alcanza un cuasi-equilibrio que dura mientras tenga combustible nuclear para quemar.

Comentarios

• Es ' una respuesta completa, pero posiblemente demasiado complicada
• @Tanenthor " Astronomy Stack Exchange es una pregunta y sitio de respuesta para astrónomos y astrofísicos. Es ' creado y ejecutado por usted como parte de la red Stack Exchange de sitios Q & A. Con su ayuda, ' estamos trabajando juntos para crear una biblioteca de respuestas detalladas a todas las preguntas sobre astronomía. " Es falta de detalle que es notable sobre muchas respuestas en Astronomy SE.

Antes de Comienza la fusión nuclear en el núcleo, el calor de la estrella proviene de la contracción de la nebulosa original. Cuando la materia se acerca, su energía potencial disminuye, al igual que cuando se deja caer una piedra. Sin embargo, la energía es constante, por lo que tiene que ir a alguna parte. Ese «en algún lugar» es el calor de la estrella recién nacida.

Comentarios

• Entonces ' re ¿implicando que el nacimiento de una estrella es algo violento y no gradual o simplemente lo estoy interpretando mal?
• @ReadySetPawn Nop, no he dicho nada sobre cuánto dura la fase de contracción.
• @ReadySetPawn Aunque es ' una pregunta diferente, sí, el nacimiento de estrellas puede ser muy violento y temporalmente mucho más brillante que cuando la estrella se asienta en él ' s secuencia principal. Júpiter, por ejemplo, tiene 1/75 de la masa de las estrellas enanas rojas más ligeras, pero el calor de la formación es suficiente para que Júpiter siga emitiendo 4 veces la energía que recibe del sol. La energía y el calor que se crean cuando la materia suficiente para formar una estrella se fusiona bajo la gravedad es impresionante.