Hoe is hydrostatisch evenwicht in een Star Bepaald door Mass

? Als het niet voor hydrostatisch evenwicht , zouden sterren gewoon instorten of exploderen . Integendeel, ze stabiliteit te bereiken door middel van een natuurlijk evenwicht van krachten . Massa van een ster bepaalt hoeveel kracht nodig is om deze stellaire evenwicht te bereiken . Bovendien , massa en hydrostatisch evenwicht beïnvloeden ook helderheid en de levensduur van de ster. Hydrostatisch evenwicht

hydrostatisch evenwicht in een ster staat voor een evenwicht tussen innerlijke en uiterlijke krachten , waardoor een stabiele vorm . De innerlijke waarnemend zwaartekracht veroorzaakt een ster in te storten . Tegelijkertijd worden de uitgaande optredende kracht van gasdruk en straling veroorzaakt de ster te breiden . Als een van deze krachten de andere overtreft , zal de ster dynamisch onstabiel zijn , ofwel instorten of exploderen . Echter, met hoofdreeks sterren , zoals de zon , de krachten in evenwicht zijn --- creëren van hydrostatisch evenwicht . De uitwendige krachten worden geproduceerd door fusiereacties in de kern van de ster.
Stellar Thermostaat

hydrostatisch evenwicht dient als thermostaat voor hoofdreeks sterren . Als kern van een ster begint af te koelen , zal de buitenwaartse kracht verminderd , waardoor de ster samentrekken . De krimp zal de kern comprimeren , stijgende temperaturen en de snelheid van de fusie . Dit verhoogt de uiterlijke kracht , waardoor de ster uit te breiden . De uitbreiding verkleint de ster dichtheid , het verlagen van de temperatuur in de kern en de snelheid van de fusie . Het algehele resultaat is een positieve feedback systeem dat de hydrostatisch evenwicht door het regelen van de snelheid van de fusie reactiesnelheid onderhoudt , zolang de ster heeft brandstof te verbranden.
Stellar Mass

hydrostatisch evenwicht is rechtstreeks verbonden met de massa van een ster . De massa bepaalt de gewenste interne druk om hydrostatisch evenwicht te bereiken . Een massatoename leidt tot een overeenkomstige verhoging van de zwaartekracht , of naar binnen druk. Dit bepaalt welke hoeveelheid buitenwaartse kracht nodig is om de krachten te balanceren. Massa van de ster bepaalt ook de dichtheid van de ster op dit punt van hydrostatisch evenwicht . Deze relatie beperkt de grootte van de sterren . Te weinig massa en er zal niet genoeg zwaartekracht om fusie te activeren zijn. Te veel massa en de naar buiten gerichte kracht van de straling veroorzaakt overtollige massa te worden afgeblazen .
Grenzen Op Stellar Mass

Het natuurlijke verspreidingsgebied van de ster massa is tussen 0.08 en 100 zonsmassa's , waar een massa van onze zon is gelijk aan de massa van de zon. De ondergrens is een massa die ongeveer 80 maal de massa van Jupiter . De bovengrens is de massa van de grootste sterrenastronomen ontdekt , zoals Eta Carinae 100 solar massa . Theoretisch zou de bovengrens zo hoog als 200 zonne massa uitstrekken . Astronomen veronderstellen dat sterren deze omvang waren gebruikelijk kort na de geboorte van het heelal . Deze massieve sterren had zeer kort leven , maar creëerde de zware elementen in het heelal .
Stellar Luminosity en Levensduur

Helderheid is ook gerelateerd aan massa en hydrostatisch evenwicht . Massieve sterren vereisen een hoge fusie tarieven meer naar buiten gericht krachten te genereren. Dit resulteert in een heldere ster , maar veroorzaakt ook de ster te branden door de brandstof in een veel sneller tempo . Kleine veranderingen in de massa leiden tot grote veranderingen in de helderheid en de levensduur van een ster .