Piénselo de esta manera: una estrella siempre está “intentando” colapsar. Hay varias formas en que la estrella puede sostenerse contra el colapso y todas entran en el término de presión en equilibrio hidrostático. Se dice que una estrella está “en equilibrio hidrostático” cuando es estable, sin expandirse ni contraerse. Si la presión interna se vuelve más fuerte o más débil, la estrella se expandirá o contraerá, respectivamente. La estrella básicamente se recalibra a sí misma porque ‘quiere’ estar en equilibrio hidrostático y equilibrar su presión interna contra su propia estructura y gravedad.
Un buen ejemplo de un tipo de estrella relativamente inestable es una supergigante roja en etapa tardía que sufre quema de helio. La quema de helio es extremadamente sensible a la temperatura (la generación de energía es como [matemática] T ^ {40} [/ matemática]). Esto hace que la estrella sea inestable porque quemará helio, se calentará ligeramente y experimentará un aumento significativo en la generación de energía. Este proceso hace que la estrella se expanda y se enfríe, lo que disminuye significativamente la generación de energía, por lo que se contrae. La estrella se expande y contrae constantemente (y pierde mucha masa a través de la pérdida de masa radiactiva) porque su soporte de presión interna cambia constantemente con la generación de energía.
En general, el soporte de presión en estrellas de baja masa está dominado por presión térmica, en estrellas de alta masa por presión de radiación, en estrellas enanas blancas por degeneración de electrones y en estrellas de neutrones por degeneración de neutrones.
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Considere la siguiente forma de la ecuación de equilibrio hidrostático,
[matemáticas] P _ {\ mbox {t}} + P _ {\ mbox {r}} + P _ {\ mbox {deg}} + P _ {\ mbox {ion}} + P _ {\ mbox {e}} [/ math ]
[matemáticas] = – \ frac {Gm \ rho} {r ^ {2}} [/ matemáticas]
El lado izquierdo de la ecuación se vuelve bastante desordenado, pero todos estos términos: térmico, radiación, degeneración, iones y presión de electrones pueden tener un factor significativo en una ecuación de estado particular. Los astrofísicos que construyen modelos de estructura estelar usan tablas enormes que dan la ecuación de estado (presión, entropía, energía por partícula) para una determinada temperatura, densidad y metalicidad. A menudo he usado OPAL (Page on Iop) para estrellas de baja masa y hay variantes más complicadas para estrellas de alta masa.
