Enkel fråga, men kan inte tycka hitta svaret var som helst. Det kan inte vara kärnfusion eftersom kärnfusion uppstår som ett resultat av värmen. Och det kan inte bero på tyngdkraften eftersom det tros att kärnan i svarta hål är nästan absolut noll. Så vad gör stjärnorna heta?
Kommentarer
- Vem tror att kärnan i svarta hål är nästan absolut noll?
- Visar sig vara ett begreppsmässigt mycket intressant fråga med ett icke-självklart svar.
Svar
Stjärnor får inte få varma på grund av kärnfusion, de blir heta nog för att upprätthålla kärnfusion och denna process bibehåller deras temperaturer. Kärnfusion faktiskt stoppar en stjärna blir varmare.
Protostjärnor (före kärnfusion) blir heta på grund av ett välkänt statistiskt förhållande mellan gravitationens potentiella energi av en gas och den inre kinetiska energin hos partiklarna som utgör gasen. [I en idealgas är partiklarnas kinetiska energi direkt proportionell mot gastemperaturen.] Detta är känt som virialteorem , som säger att två gånger den summerade kinetiska energin för partiklar ($ K $) plus gravitationspotentialenergin ($ \ Omega $, vilket är en negativ kvantitet för ett bundet objekt) är lika med noll. $$ 2K + \ Omega = 0 $$
Nu kan du skriva ner systemets totala energi som $$ E_ {tot} = K + \ Omega $$ och därav från virialsatsen att $$ E_ {tot} = \ frac {\ Omega} {2}, $$ vilket också är negativt.
Om vi nu tar bort energi från systemet, till exempel genom att låta gasen stråla bort energi, så att $ \ Delta E_ {tot} $ är negativ , då ser vi att $$ \ Delta E_ {tot} = \ frac { 1} {2} \ Delta \ Omega $$
Så $ \ Omega $ blir mer negativt – vilket är ett annat sätt att säga att protostjärnan uppnår en mer kollapsad konfiguration.
Konstigt nog kan vi samtidigt använda virialsatsen för att se att $$ \ Delta K = – \ frac {1} {2} \ Delta \ Omega = – \ Delta E_ {tot} $$ är positiv . dvs. kinetiska energier av partiklar i gasen ( och därmed deras temperaturer ) blir faktiskt varmare. Med andra ord har gasen en negativ värmekapacitet. Men en varmare temperatur innebär vanligtvis att mer strålning produceras och om energiförlusterna fortsätter så kollapsar det också.
Denna process arresteras i slutändan i en stjärna vid starten av kärnfusion. Detta ersätter strålningsförlusterna med kärnenergi och stjärnan uppnår en kvasijämvikt som varar så länge den har kärnbränsle att bränna.
Kommentarer
- Det ' ett omfattande svar, men möjligen för komplicerat
- @Tanenthor " Astronomy Stack Exchange är en fråga och svarwebbplats för astronomer och astrofysiker. Det ' byggs och drivs av dig som en del av Stack Exchange-nätverket för Q & A-webbplatser. Med din hjälp ' arbetar vi tillsammans för att bygga ett bibliotek med detaljerade svar på alla frågor om astronomi. " Det är brist på detaljer som är anmärkningsvärda för många svar på Astronomy SE.
Svar
Före när kärnfusionen i kärnan börjar, kommer stjärnans värme från sammandragningen av den ursprungliga nebulosan. När saken kommer närmare varandra minskar den potentiella energin, precis som när du släpper en sten. Energi är dock konstant, så det måste gå någonstans. Att ”någonstans” är värmen i den nyfödda stjärnan.
Kommentarer
- Så du ' re antyder att en stjärnas födelse är något våldsam och inte gradvis eller tolkar jag det bara fel?
- @ReadySetPawn Nej, jag har inte sagt någonting om hur länge kontraktionsfasen varar.
- @ReadySetPawn medan det ' är en annan fråga, ja stjärnornas födelse kan vara väldigt våldsam och tillfälligt mycket ljusare än när stjärnan sätter sig i den ' huvudsekvens. Jupiter, till exempel, är 1/75 av massan av de lättaste röda dvärgstjärnorna, men värmen från bildandet är tillräcklig för att Jupiter fortfarande avger 4 gånger den energi som den får från solen. Energin och värmen som skapas när tillräckligt med materia för att bilda en stjärna sammanfaller under tyngdkraften är imponerande.