¿Cómo es superar presión hidrostática cuando se forma una estrella?

Question

Si las estrellas se forman por el colapso de nubes de polvo por efecto de la gravedad, ¿cómo es la presión de la nube de polvo que superar?

Como más material reúne, la gravedad va a aumentar, pero la presión se incrementará también. Si no me equivoco, tanto aumentará a medida que el volumen se reduce, pero la gravedad como una función del cuadrado del radio de la nube de gas y la presión como una función del cubo de su radio. Por este razonamiento, no podemos esperar que la gravedad para ser capaces de superar la presión hidrostática, y comprimir el material juntos lo suficiente como para formar una estrella.

Entonces, ¿qué es el aceptado la explicación que permite que se formen estrellas en virtud de la gravedad, a partir de nubes de polvo?

Answer 1

La respuesta está en algo que se llama el teorema del virial.

Estás en lo correcto, una nube que está en equilibrio tendrá una relación entre la temperatura y la presión en su interior y la gravitacional "de peso" presionando hacia adentro. Esta relación está encapsulado en el teorema del virial, que dice (haciendo caso omiso de las complicaciones como la rotación y los campos magnéticos) que el doble de la suma de la energía cinética de las partículas ($K$) en el gas, además de la (negativo) la energía potencial gravitatoria ($\Omega$) es igual a cero. $$ 2K + \Omega = 0$$

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

Si ahora nos quite la energía del sistema, permitiendo que el gas se irradien energía, de tal manera que $\Delta E_{tot}$ es negativo, entonces podemos ver que $$\Delta E_{tot} = \frac{1}{2} \Delta \Omega$$

Por lo $\Omega$ se vuelve más negativo - que es otra manera de decir que la estrella es el logro de una más colapsado de configuración.

Curiosamente, al mismo tiempo, podemos utilizar el teorema del virial para ver que $$ \Delta K = -\frac{1}{2} \Delta \Omega = -\Delta E_{tot}$$ es positiva. es decir, la energía cinética de las partículas en el gas (y, por tanto, sus temperaturas) en realidad se vuelven más calientes. En otras palabras, el gas tiene un negativo de capacidad calorífica. Debido a las temperaturas y densidades son cada vez más altos, la presión interior aumenta y puede ser capaz de soportar una más condensada de configuración. Sin embargo, si las pérdidas de radiación continuar, entonces también lo hace el colapso.

Este proceso es finalmente detenido en una estrella por la aparición de la fusión nuclear.

Answer 2

Como las nubes de gas colapso, aumento en la energía interna (medida por la temperatura). Esto es parte de lo que es la causa de su aumento de presión. A medida que aumentan en la temperatura, sin embargo, también aumentan la cantidad de radiación que emite. Como que emiten radiación, su energía interna disminuye y por lo tanto su presión también disminuye, lo que permite un colapso aún mayor.

Esto hace que parezca que la temperatura iba a disminuir, pero resulta que la física involucrada hace de modo que cuando la energía interna es removido de un colapso de la nube de gas (por la radiación de la energía), la cantidad de energía gravitacional que es convertida a energía interna es mayor que la cantidad de energía interna que se irradia. Por lo tanto, la temperatura aumenta a medida que la nube de gas se derrumba, aunque el colapso que está sucediendo porque la energía que irradia de distancia. De esta manera, el colapso de nubes de gas puede ser considerada como un negativo de calor específico: la extracción de la energía del sistema aumenta la temperatura, debido a la energía gravitacional que se libera.

Answer 3

Para una uniforme distribución esférica de masa (nube de gas y polvo) de radio $R$ y la masa de $M$ en ausencia de un campo magnético, los campos de radiación, etc, tenemos $dm = 4\pi \rho r^2 dr$ y la energía potencial de una capa esférica de radio interior $r$ y el exterior de la $r + d r$ es $dU = -G\frac{m(r)dm}{r}$, $m(r) = \frac{4}{3}\rho r^3$, y una integración simple de los rendimientos, $$U(r) = -\frac{3}{5} \frac{GM^2}{R}.$$ For a mass distribution to collapse, according to the virial theorem, $2K + U <0$, with $K$ the kinetic energy of the mass, mainly due to thermal motion, i.e. $K = \frac{3}{2} NkT$, where $N$ is the number of molecules. If we express the mass of the cloud as $M = N \mu$ with $\mu$ la masa media de las moléculas, luego de la anterior desigualdad para la en la nube para contraer convierte en $$M> M_{\text{Jeans}}, \quad M_{\text{Jeans}} \equiv \left( \frac{5kT}{G\mu} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi \rho} \right)^{1/2},$$

la condición que implica el Jeans límite para la masa de una nube. Es obvio a partir de esta desigualdad que denso y frío, las nubes son más fáciles de colapsar y formar una estrella.

La ecuación que relaciona la presión y la densidad es conocida como la ecuación de estado; es, en general, desconocido.

Answer 4

El secreto es evacuar el calor principalmente por radiación. Pero para esto necesitas polvo o "metales", puesto que H y solo irradia muy unefficiently. Paradójicamente no es tan fácil de colapsar totalmente suficiente.

(Por cierto de dark mater no hay ninguna radiación posible para disipar la energía, que mantiene difusa y mucho menos concentrado que el ordinario mater.)