¿Qué sucede si la emisión de energía en el sol es menor que su energía gravitacional?

Primero descubramos la energía gravitacional del sol. Considere el sol una esfera con un radio R. Tome una concha alrededor de su centro, con un radio r, mas my grosor dr.
Entonces, el volumen de la cubierta es 4 (pi) r ^ 2dr, dejemos que la densidad sea p (r), entonces la masa m es
m = 4 (Pi) r ^ 2p (r) dr. La energía gravitacional del potentail viene dada por,
dU = -Gm (r) dm / r, si p (r), la densidad es constante, entonces,
S0 m (r) = 4/3 (pi) r ^ 3 p (r), sobre esta base,
dU = – G (4/3 (pi) r ^ 3p (r). (4 (pi) r ^ 2p (r) / r
= -16G (pi) ^ 2p (r) ^ 2r ^ 4 dr / 3
U = -16G (pi) ^ 2 (p (r)) ^ 2/3 integral o —- R (r ^ 4dr) = -16G (pi) ^ 2 p (r) ^ 2 R ^ 2/15

Dado que p (r) (densidad) = M (sol) / 4/3 (pi) R ^ 3, se obtiene
U = -3 / 5 .GM ^ 2 / R
A medida que R se hace más pequeño U —-> más (-), entonces la energía se convierte en otras formas, como el calor,
así es como el sol puede irradiarlo hacia el espacio, esto conduce a la gravedad gravitacional que podría producir Luminisity of the Sun.
Ahora, según el teorema virial, es posible irradiar la mitad de Ui.eE = 1/2 U. Por lo tanto, la mitad del cambio en la energía gravitacional permanece en el sol para calentarlo y la otra mitad se irradia. Dado que el sol originalmente es demasiado grande, originalmente su GPE puede ser muy pequeño, por lo que el cambio en GE está dado por,
dU = U (0) – [- U (ahora)] = 3/5 .GM ^ 2 (sol) / R (sol)
A medida que el sol se encogió, se pueden irradiar 1/2 dU.
Por lo tanto E (irradiado) = 3/10. GM (sol) ^ 2 / R (sol) ~ 10 ^ 41 julios
Según la escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz, esta situación podría mantenerse
T (kH) = E (rad) / L (sol) = 10 ^ 41 / 4X10 ^ 26 ~ 7X10 ^ 6 años
Por supuesto, sabemos que la fusión nuclear es la fuente real del calentamiento del núcleo del sol, donde dos hidrógenos se fusionaron para producir Helio + gamma (fotones) +23.8 MeV

El Sol es la fuente de la mayor parte de la energía en la Tierra: la fuente de energía para las plantas, la causa de los flujos de la atmósfera y del agua, la fuente del calor que hace posible la vida. Ninguno existiría sin él. En la órbita de la Tierra, descuidando la absorción por la atmósfera, cada metro cuadrado de área frente al Sol recibe aproximadamente 1380 julios por segundo (casi 2 caballos de fuerza). Esa cantidad se conoce como la constante solar y los sensores a bordo de los satélites de la NASA durante el intervalo 1979-99 sugieren que varió solo en un 0.2%.

Pero, ¿qué alimenta al Sol mismo? ¿Cuánto tiempo más brillará antes de que se agote su combustible? ¿Por cuánto tiempo ha dado su energía?

El primero en considerar seriamente estas preguntas fue el gran físico alemán Hermann von Helmholtz , quien señaló en 1854 que la propia gravedad del Sol podía suministrar una cantidad apreciable de energía. Si el Sol se redujera gradualmente, si toda su materia cayera gradualmente hacia su centro, se podría liberar suficiente energía para mantenerla radiando durante un tiempo bastante largo. Calculó que esta fuente podría proporcionar la energía del Sol para tiempos del orden de hasta 20 millones de años.

Luego se descubrió la radiactividad, la descomposición de elementos pesados ​​en elementos más ligeros a través de la emisión de partículas rápidas, que contienen una gran cantidad de energía. Al final resultó que fue esta energía, a partir de elementos radiactivos en las rocas, la que proporcionó el calor interno de la Tierra. La radiactividad también permitió nuevas estimaciones de la edad de la Tierra, ya que la cantidad de productos de descomposición acumulados en los minerales indicaba cuánto tiempo había estado ocurriendo el proceso. Esto sugirió que la Tierra era mucho más antigua que la estimación de Helmholtz, quizás miles de millones de años. ¿Tal vez la nueva fuente de energía interna también podría satisfacer las necesidades del Sol durante tanto tiempo?

Leer más: http://www.geeksonearth.com/category/space/

Comencemos con la manifestación actual de nuestro Sol, que vemos todos los días. Nuestro Sol es una bola masiva de materia gaseosa caliente que genera energía por fusión nuclear (los átomos de hidrógeno se combinan para formar helio y liberar una inmensa cantidad de energía en el proceso). La fuerza gravitacional intenta contraer el Sol, pero tenemos la presión de radiación (debido a la energía que sale) que actúa hacia afuera, lo que la equilibra. Por lo tanto, nuestro sol es estable. Ahora, imagine un caso en el que la energía emitida se vuelve menor que la cantidad requerida para equilibrar la fuerza de la gravedad. Sí, lo has adivinado bien! Nuestro Sol se contraería bajo la fuerza de la gravedad, aumentando la temperatura y la presión del núcleo, lo que le permitiría fusionar elementos más pesados ​​como el helio y así no. Este proceso continuaría hasta llegar al hierro, después de lo cual no se puede producir energía a través de la fusión nuclear. Por lo tanto, la gravedad se haría cargo y nuestro Sol se contraería aún más hasta convertirse en una enana blanca, sostenida por la presión de degeneración de electrones.

La vida del sol se reduce.

Si el Sol está alimentado solo por su energía gravitacional, se espera que continúe brillando solo durante unos 30 millones de años.

Pero si continúa siendo alimentado por fusión nuclear, puede continuar brillando durante al menos 10 mil millones de años más.