Ecuaciones de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para estrellas compactas, representación paramétrica e influencia de la constante cosmológica

Abstract

A star is modeled as a plasma sphere, which maintains its shape thanks to a balance of forces, called hydrostatic balance. The equilibrium occurs essentially between the force of gravity, which pushes the matter towards the center of the star, and the pressure that pushes the plasma outwardly into the product of nuclear reactions occurring in the interior, which, as in a gas, tends to Expand it. Stars can be classified by the Hertzsprung-Russell diagram (HR diagram), which is a scatter plot of stars showing the relationship between magnitudes of stars or brightness compared to spectral types or classifications and temperatures Effective. The stars have different sizes, the smaller one does not even deserve the name, since the pressure and the temperature in its interior are not enough to initiate the fusion. Other stars are huge and deplete their energy quickly. As thermonuclear fusion reactions occur in the nucleus of a star, the thermal pressure decreases. Finally, a critical point is reached when the force of gravity is no longer balanced by the thermal pressure, then the star begins to collapse. If the star is a couple of times more massive than the Sun, the collapse finally stops because of the degenerating pressure of the electrons, and forms what is known as a white dwarf. If the star is more massive, about ten solar masses, the collapse continues until the atomic nucleus begins to overlap and the nucleus stabilizes like a dense neutron star. The gravitational energy released when the nucleus collapses in a neutron star produces a giant explosion, that is to say a supernova, that expels the outer layers of the star.

Una estrella se modela como una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas, denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que empuja el plasma hacia fuera producto de reacciones nucleares que ocurren al interior, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. Las estrellas se pueden clasificar mediante el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), el cual es un gráfico de dispersión de las estrellas que muestra la relación entre las magnitudes de las estrellas o luminosidad en comparación con los tipos espectrales o clasificaciones y las temperaturas efectivas. Las estrellas tienen diferentes tamaños, el más pequeño ni siquiera merece el nombre, puesto que la presión y la temperatura en su interior no son suficientes para iniciar la fusión. Otras estrellas son enormes y agotan su energía rápidamente. Como las reacciones de fusión termonuclear ocurren en el núcleo de una estrella, la presión térmica disminuye. Finalmente, un punto crítico se alcanza cuando la fuerza de gravedad ya no está equilibrada por la presión térmica, entonces la estrella empieza a colapsar. Si la estrella es un par de veces m ?as masiva que el Sol, el colapso finalmente se detiene debido a la presión de degeneración de los electrones, y se forma lo que se conoce como una enana blanca. Si la estrella es más masiva, alrededor de diez masas solares, el colapso continúa hasta que el núcleo atómico comienza a superponerse y el núcleo se estabiliza como una estrella de neutrones densa. La energía gravitacional liberada cuando el núcleo colapsa en una estrella de neutrones produce una explosión gigante, es decir una supernova, que expulsa las capas externas de la estrella.