Wie ein anderer Antworter zur Verfügung stellte, tun Neutronensterne dies bereits.

Also werde ich meine Antwort etwas ändern, um zu erörtern, ob es andere Möglichkeiten gibt, durch die ein sternähnliches Objekt existieren könnte, als die, die wir bereits kennen. In dieser Hinsicht befürchte ich, dass meine endgültige Antwort darauf „Nein“ oder zumindest „Nicht mit unseren derzeitigen Gesetzen und/oder unserem Verständnis von Physik“ sein wird.

Beginnen wir jedoch mit der Definition zusätzlicher Parameter, die erforderlich sind

Größe

Um „Star Like“ zu sein, müssen wir ungefähr so ​​groß wie ein Stern sein. Etwas, das eine bemerkenswerte Schwerkraft hat. In Ihren Kommentaren haben Sie auch schwarze Löcher nixed, also sind diese draußen, da sie nicht so stabil sind und um Licht zu „produzieren“, eine konstante Zufuhr von Materie benötigen würde, die ihrer Akkretionsscheibe zugeführt wird. Und selbst dann wird dieses Licht teilweise durch Fusion erzeugt.

Selbsterhaltend und regulierend

Wir brauchen eine Reaktion, die sich selbst in Gang halten kann, aber nicht zu schnell geht. Fusion ist dafür großartig ... die Hauptanforderung für Fusion ist "hohe Dichte, hohe Temperatur". Die Schwerkraft erschafft diese Umgebung ganz von selbst, und die Fusionsreaktion in einem Stern stabilisiert sie. Die Schwerkraft zerschmettert den gesamten Wasserstoff und erhöht den Druck und die Temperatur, bis die Fusion beginnt. Wenn die Fusionsrate zu niedrig wird, beschleunigt der Schwerkraftdruck die Fusion. Wenn die Fusionsrate zu hoch wird, verringert der nach außen gerichtete Druck der Reaktion die Dichte und verlangsamt schließlich die Fusion wieder. Es ist eine Reaktion, die perfekt ist, um extrem lange zu laufen ... insbesondere, da der größte Teil der Wasserstoffversorgung des Sterns NICHT zu einem bestimmten Zeitpunkt auf schmelzbarem Druck gehalten wird.

Muss genug Energie produzieren, um Fusion zu verhindern

Bei genügend Temperatur und Druck beginnt die Fusion. Bei ausreichend massiven Elementen (Eisen oder schwerer) ist dies eine endotherme Reaktion, die zum Tod des Sterns führt. Unser 'Pseudo-Stern' muss genug Energie erzeugen, um der Schwerkraft zu widerstehen, die ihn niederdrückt und eine Fusion auslöst, oder er verwandelt sich entweder in einen Stern oder zerstört sich selbst, wenn die massereiche Fusion die gesamte Energie aus dem Pseudo-Stern saugt ( abhängig von der Masse der Materialien, aus denen es besteht). Um so viel Energie zu produzieren, aber trotzdem weiterzuleben ... brauchen wir eine extrem energiereiche Reaktion, vergleichbar mit der Fusion, aber effizient genug, um das Tempo aufrechtzuerhalten. Wir brauchen also wirklich etwas mit einer ähnlichen Energiedichte wie Wasserstoff, wenn es für die Fusion verwendet wird.

Lassen Sie uns mit diesen zusätzlichen Einschränkungen einige Optionen zur Erzeugung dieser Art von Energie betrachten.

1: Chemische Reaktionen: Diese sind out. Vollständig. Fusion und Spaltung produzieren millionenfach mehr Energie pro kg Reaktant als jede chemische Reaktion. Um eine Reaktion aufrechtzuerhalten, die mit Fusion oder Fission mithalten könnte, würden wir unseren Kraftstoffvorrat sehr schnell verbrennen ref ref2 ref3

2: Spaltung. Die Umkehrung der Fusion scheint zunächst eine gute Idee zu sein, aber es gibt ein paar Probleme. Zunächst einmal ist Fission eine außer Kontrolle geratene Reaktion. Sie benötigen eine kritische Masse der Verbindung und dann müssen einige Neutronen mit sehr hoher Geschwindigkeit auf die Verbindung abgefeuert werden. Von da an wird sich die Fission, sofern nicht durch externe Quellen kontrolliert, exponentiell durch den Brennstoff ausbreiten und sich weiter ausbreiten und in der Geschwindigkeit zunehmen, bis die gesamte Brennstoffmenge verbraucht ist. Eine sternengroße Spaltreaktion wäre eher eine Supernova als ein Stern. Das zweite Problem ist, dass die Spaltung eine Zündquelle benötigt und daher in der Natur wahrscheinlich nicht vorkommen kann. ref ref2

3: Antimaterie: Die einzige uns bekannte Reaktion ist stärker als Fusion. Aber noch einmal, Antimaterie ist eine außer Kontrolle geratene Reaktion. Wenn Materie und Antimaterie gemischt werden, vernichten sie sich jedes Mal, wenn die beiden Teile in Kontakt kommen. Es gibt nur ein Mittel, um eine Antimaterie-Reaktion zu regulieren, und das ist, Materie und Antimaterie absichtlich getrennt zu halten, bis Sie wollen, dass sie reagieren. Dies ist etwas, was in der Natur nicht passieren würde. Ref

Wir wissen derzeit nicht, wie Antimaterie mit der Schwerkraft interagiert, aber die beiden Hauptmöglichkeiten sind, dass sie entweder der Schwerkraft normal gehorcht oder von der Schwerkraft abgestoßen wird.

Im ersten Fall würden Antimaterie und Materie durch die Schwerkraft zusammengezogen und entweder vollständig vernichten oder, wenn genug auf einmal zusammenkäme (sogar durch zufällige Konvektion), genug Energie freisetzen, um unseren „Pseudostern“ in Stücke zu reißen. Auch wenn es sich irgendwie wieder zusammenziehen könnte, wir haben hier KEIN stabiles System.

Im letzteren Fall würden sich Materie und Antimaterie auf Gravitationsebene abstoßen, und ohne dass jemand sie absichtlich aufeinander wirft, würden sie nicht auf natürliche Weise interagieren und würden sicherlich kein sternähnliches Objekt bilden

4: Weißes Loch. Ein lustiges Stück theoretischer Physik, das weitgehend entlarvt wurde. Die Idee war ursprünglich, dass schwarze Löcher Löcher in der Raumzeit sind und weiße Löcher dort sind, wo alles, was sie aufsaugen, ausgestoßen wird. All das Licht, das es ausspie, würde einem Stern sehr ähnlich sehen. Dies passt jedoch nur zum Modell des „ewigen Schwarzen Lochs“ für Schwarze Löcher, und ein Schwarzes Loch, das durch Gravitationskollaps entsteht und durch Falkenstrahlung ausgeglichen wird (sprich: Jedes Schwarze Loch, das wir jemals gefunden haben), lässt die Existenz eines Weißen nicht zu Loch. Darüber hinaus verletzen Weiße Löcher den zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, da sie tatsächlich die Entropie verringern würden. Die einzige verbleibende Theorie, die Weiße Löcher unterstützt, ist, dass sie tatsächlich ein „Urknall“ sind, kein sternähnliches Objekt. Ref

Fazit

Wenn ich nicht irgendeine Form von energischer, aber selbstregulierender Reaktion übersprungen habe, sieht es nicht so aus, als wäre dies möglich, nicht einmal vom rein logischen Standpunkt aus. Mit unserem derzeitigen Verständnis des Universums scheint es nicht möglich zu sein, dass ein sternähnliches Objekt, das alle notwendigen Langlebigkeitsanforderungen erfüllt, möglich ist.

Der nächste Mechanismus, den ich finden kann, wäre ein Pulsarstern.

Ich bin kein Astrophysiker, daher sind meine Erklärungen vielleicht nicht die besten, aber:

1. Ein Pulsar ist ein Neutronenstern, der sich selbst zusammenhält, ohne Fusion ^{1 zu nutzen}

2. Sie können gleich/mehr Energie ² als die Sonne produzieren

3. Sie existieren tatsächlich (es ist keine Science-Fiction)

---

Anmerkungen

¹

Neutronensterne sind sehr heiß und werden aufgrund des durch das Pauli-Ausschlussprinzip beschriebenen Phänomens, das besagt, dass keine zwei Neutronen (oder andere fermionische Teilchen) denselben Ort und denselben Quantenzustand gleichzeitig einnehmen können, durch Quantenentartungsdruck gegen einen weiteren Kollaps geschützt.

Quelle: Wikipedia: Neutronenstern

² Eine Berechnung (Seite 118) des Crab Pulsar besagt, dass er einen Energieverlust von 4,5*10^31 J/s hat. Aber es strahlt nur 1% (4,5 * 10 ^ 29 J / s) durch Röntgen- und Gammastrahlen ab. Die Gesamtenergieabgabe der Sonne pro Sekunde wird auf 3,8*10^26 J/s geschätzt . Um diese Berechnungen ins rechte Licht zu rücken:

Der winzige Krebspulsar mit einem Durchmesser von nicht viel mehr als 10 Kilometern treibt die enorme Energieabgabe des Krebsnebels mit einem Durchmesser von 10 Lichtjahren an. Um die Dinge in Bezug auf die relativen Größen ins rechte Licht zu rücken, ist dies so, als ob ein 1 Kilometer breites Raumvolumen bei verschiedenen Wellenlängen stark strahlen würde und der größte Teil der Energie von einem einzelnen Wasserstoffatom im Zentrum dieses Volumens geliefert würde!

Quelle: Pulsare auf csep10.phys.utk.edu

Verwenden Sie einen Quasi-Stern.

Die Lösung, von der ich denke, dass sie endlich funktionieren wird, besteht darin, einen Quasi-Stern zu verwenden , ein theoretisches Objekt aus dem frühen Universum, das vielleicht aus einem Schwarzen Loch besteht$10M_{\odot}\text{-}100M_{\odot}$umgeben von einer Gashülle von bis zu$1000\text{-}10000M_{\odot}$. Diese Objekte erzeugten Energie aus potenzieller Gravitationsenergie, als Materie von der inneren Grenze der Hülle in das zentrale Schwarze Loch fiel. In der Hülle fand keine Fusion statt, was bedeutet, dass junge, kleine Quasisterne dem naiven Beobachter als einfache, sehr massereiche Sterne erscheinen könnten.

Grundsätzlich ist ein Quasi-Stern ein Schwarzes Loch, das von einer großen Gaswolke um ein Schwarzes Loch herum umgeben ist. Es ist außerordentlich massiv und sieht aus wie ein riesiger Stern. Der große Unterschied besteht jedoch darin, dass ein Quasi-Stern Energie aus Änderungen der potentiellen Energie erzeugt, die durch das Einsaugen von Gas durch das Schwarze Loch verursacht werden - es findet keine signifikante Fusion statt. (Zusammenfassender Vorschlag mit freundlicher Genehmigung von AndyD273 .)

Das Ziel dieser Antwort ist es, einige Eigenschaften eines Quasisterns zu bestimmen, die unseren Spezifikationen entsprechen könnten. Die meisten Antworten sind Mathematik, Grafiken und Code; Die obige Zusammenfassung ist wahrscheinlich die qualitativ beste Erklärung, die ich habe. Ich werde ein ungefähres polytropisches Modell durch numerische Integration erstellen, nachdem ich einige der thermodynamischen Größen im Kern des Objekts bestimmt habe. Polytrope sind im Allgemeinen sehr gute Annäherungen an Sterne und sternähnliche Objekte an den meisten Stellen in ihnen, und ich habe festgestellt, dass meine Ergebnisse mit detaillierteren Modellen übereinstimmen.

Meine primären Referenzen hier sind Ball et al. (2011) und Fiacconi & Rossi (2016) . Es gibt einige Unterschiede in den Gleichungen, auf die ich hinweisen werde, aber es stellt sich heraus, dass sie für die richtigen Parameter tatsächlich vernachlässigbar sind.

Polytrope

Ich werde diese Antwort mit einem Überblick über Polytrope und einige einfache Methoden beginnen, mit denen vernünftige Modelle von Quasisternen erstellt werden. Fiacconi & Rossi begründen die Wahl eines polytropen Modells (mit$n=3$) schriftlich

die Hülle repräsentiert den größten Teil der Masse und des Volumens eines Quasisterns, und konvektive Bereiche können durch einen adiabatischen Temperaturgradienten genau beschrieben werden

Kurz gesagt, die Bedingungen in den meisten Teilen der Hülle sind nicht-relativistisch und ähneln denen innerhalb eines großen Sterns. Polytropische Modelle für Sterne lassen sich recht gut mit darstellen$n=3$.

Ein Polytrop ist ein Objekt, das der Zustandsgleichung gehorcht

$$P=K\rho^{(n+1)/n}\tag{1}$$ wo $P$und $\rho$sind Dichte und Druck, $K$ist eine Konstante, und $n$ist der Polytropenindex . Es kann angenommen werden, dass sich der Quasi-Stern im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, was bedeutet, dass der Druck (dominiert von der nach außen strömenden Strahlung) die Schwerkraft ausgleicht: $$\frac{dP}{dr}=\frac{\rho GM}{r^2}$$ wo $G$ist die Gravitationskonstante, $M$ist die darin enthaltene Masse $r$, und $r$ist die radiale Koordinate.

Durch Einsetzen der polytropen Zustandsgleichung in die hydrostatische Gleichgewichtsgleichung gelangen wir schließlich zur Lane-Emden-Gleichung :

$$\frac{1}{\xi^2}\frac{d}{d\xi}\left(\xi^2\frac{d\theta}{d\xi}\right)=-\theta^n\tag{2}$$ wo $\theta$ist eine spezifische Funktion in Bezug auf die wichtigsten thermodynamischen Variablen (Dichte, Druck und Temperatur) und $\xi$ist ein dimensionsloser Radius. Analytische Lösungen existieren nur für drei Werte von $n$: $n=0$, $n=1$, und $n=5$. Leider ist der Fall, an dem wir interessiert sind, für $n=3$, anwendbar auf die meisten Hauptreihensterne sowie Quasi-Sternhüllen. Daher müssen wir numerische Methoden anwenden.

Wir können die Lane-Emden-Gleichung leichter lösbar machen, indem wir sie in die Form eines Paares gekoppelter Differentialgleichungen umwandeln:

$$\frac{d\theta}{d\xi}=\phi,\quad\frac{d\phi}{d\xi}=-\theta^n-\frac{2}{\xi}\phi\tag{3}$$ Die normale Praxis besteht darin, diese über ein Runge-Kutta-Verfahren zu lösen , typischerweise von vierter Ordnung (als RK4 bezeichnet). Im Allgemeinen ist RK4 den meisten Methoden niedrigerer Ordnung überlegen. In einigen Fällen ist dies jedoch nicht erforderlich. Ich habe festgestellt, dass die Euler-Methode bei ausreichend kleinen Schrittgrößen für jede Methode fast genauso gut funktioniert und einfacher zu schreiben ist - und rechnerisch etwas billiger. Ich werde es am Ende hier verwenden. Um Sie hoffentlich davon zu überzeugen, habe ich beide Methoden für eine in Python implementiert $n=3$Polytrop. Ich habe eine Schrittweite von verwendet $h=\Delta\xi=10^{-4}$, und ich habe hervorragende Ergebnisse erzielt:

Die obere Grafik zeigt$\theta_{\text{RK}4}(\xi)$und$\theta_{\text{E}}(\xi)$zum$0\leq\xi\leq10$, wo$\theta_{\text{RK}4}$und$\theta_{\text{E}}$sind die Lösungen der Lane-Emden-Gleichung unter Verwendung der RK4- bzw. Euler-Methode. Einige der Werte (wobei$\theta<0$sind unphysikalisch, aber ich habe sie trotzdem gezeichnet, um das Langzeitverhalten zu zeigen. Das untere Diagramm zeigt$\theta_{\text{RK}4}(\xi)-\theta_{\text{E}}(\xi)$. Die Werte dafür sind ziemlich klein, kleiner als$\sim10^{-5}$für die meisten$\xi$.

Schlüsseleigenschaften von Quasisternen

Die meisten Behandlungen von Quasi-Sternen verwenden leicht unterschiedliche Formen der Lane-Emden-Gleichung mit Lösungen, die als geladene Polytrope bezeichnet werden und Spitzen nahe der Mitte haben. Alle haben andere Randbedingungen als bei uns. Unsere Bedingungen waren

$$\theta(\xi_0)=1,\quad\phi(\xi_0)=0,\quad\xi_0=0\tag{Ordinary b.c.’s}$$ Bei der Modellierung eines Quasi-Sterns integrieren wir jedoch nicht aus $\xi_0=0$, aber aus einem Radius $r_0$bezogen auf den Bondi-Radius $r_B$des zentralen Objekts. In Bezug auf unskalierte Entfernungen wird dies von Fiacconi und Rossi als angegeben $$r_0=br_B=b\frac{GM_{\bullet}}{c_{s,0}^2}\tag{4a}$$ wo $M_{\bullet}$ist die Masse des Schwarzen Lochs und $c_{s,0}$ist die Schallgeschwindigkeit in diesem Bereich. Ihr Ersatz für $r_B$scheint um den Faktor vier kleiner zu sein; Diese Diskrepanz verschwindet jedoch für die richtige Wahl $b$. Die Autoren verwenden mehrere andere wichtige Größen und Beziehungen: $$\xi_0=\frac{3b}{2}\phi_0\tag{4b}$$ $$\phi_0\approx2q,\quad q\equiv M_{\bullet}/M_*\tag{4c}$$ $$\rho_0=\left[\frac{(n+1)^3}{4\pi G^3}\right]^{\frac{1}{4}}\frac{\phi_0^{1/2}P_0^{3/4}}{M_{\bullet}^{1/2}}\tag{4d}$$ wo $M_*$ist die Hüllmasse. Zu beachten ist, dass die $\phi_0$in diesen Gleichungen ist nicht ganz dasselbe wie die $\phi_0$verwendet in der klassischen Lane-Emden-Gleichung; Ich komme später darauf zurück. Ballet al. Geben Sie uns eine andere relevante Beziehung zwischen $\xi_0$und $\phi_0$: $$\phi_0=\frac{1}{2n}\xi_0+\frac{2}{3}\xi_0^3\tag{4e}$$ Dies scheint nicht kompatibel zu sein $(\text{4a})$für die meisten $\phi_0$und $\xi_0$. Es scheint jedoch, dass dies alles funktioniert. Zuerst beschreiben Fiacconi und Rossi $b$als „in der Größenordnung von wenigen“. Das sollte darauf hindeuten $1\leq b\leq10$, geben oder nehmen. Wenn wir wählen $b=4$, dann ihre $\xi_0$- $\phi_0$Gleichungen gibt $\xi_0=6\phi_0$. Nun wissen wir das auch $q\simeq10^{-4}$zu $10^{-2}$. Wenn wir nehmen $q=10^{-3}$, und verwenden $\phi_0\approx2q$, wir bekommen $\phi_0\simeq2\times10^{-3}$. Stecken Sie diese ein $(\text{4e})$gibt uns $$\phi_0=\frac{1}{2n}\xi_0+\frac{2}{3}\xi_0^3=2\times10^{-3}$$ über Wolfram Alpha , bzw $\xi\simeq0.012=6\phi_0$. Beide Gleichungen stimmen nahezu überein.

Wir wollen, dass unser Quasi-Stern relativ klein ist, wie es bei Quasi-Sternen der Fall ist, also sagen wir mal so$M_{\bullet}=1M_{\odot}$. Seit$q=10^{-3}$, das bedeutet, dass$M_*=100M_{\odot}$, was uns eine Gesamtmasse von gibt$M_{\text{tot}}=M_{\bullet}+M_*=101M_{\odot}$. Das ist vernünftig - viel massereicher als die Sonne, aber immer noch in der Lage, als normaler Stern durchzugehen. Wir sollten auch einen geeigneten zentralen Druck wählen - vielleicht$P_0\simeq5*10^{10}\text{ erg cm}^{-3}=5\times10^9\text{ J/m}$. Stecken Sie diese ein$(\text{4d})$gibt uns$\rho_0\simeq5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$. Dies entspricht dem Dichteverlauf der Modelle von Ball et al. (Abbildung 1 und Tabelle 1; ihre niedrigsten$M_{\bullet}$ist$5M_{\odot}$, mit einer zentralen Dichte von$\sim8.71\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$). Beide Ergebnisse sind viel niedriger als die zentrale Dichte und der Druck der Sonne .

In einem Polytrop ist die Schallgeschwindigkeit gegeben durch

$$c_{s,0}^2=\gamma\frac{P_0}{\rho_0}\tag{5}$$ wo $\gamma=(n+1)/n$, und so in unserem Fall $\gamma=4/3$. Daher finden wir das $c_{s,0}^2=1.473\times10^11\text{ (m/s)}^2$. Stecken Sie diese ein $(\text{4a})$gibt uns einen Radius $r_0$von $1.802\times10^{9}\text{ m}\simeq2.6R_{\odot}$. Der Bondi-Radius ist dann $r_B=r_0/4\simeq0.65R_{\odot}$. Dies passt wieder zusammen; die Ball-Modelle hatten $r_B\simeq1.66R_{\odot}$zum $M_{\bullet}=5M_{\odot}$. Die Progression erscheint sinnvoll.

Randbedingungen

Wir sind jetzt bereit, die Lane-Emden-Gleichung für einen Quasi-Stern zu integrieren. Zuerst stellen wir es als ein anderes Paar gekoppelter Differentialgleichungen auf:

$$\frac{d\theta}{d\xi}=-\frac{1}{\xi^2}\phi,\quad\frac{d\phi}{d\xi}=\xi^2\theta^n\tag{6}$$ Die Randbedingungen sind hier $$\theta(\xi_0)=1,\quad\frac{d\theta}{d\xi}|_{\xi_0}=-\frac{\beta}{\xi_0^2},\quad\xi_0=r_0/\alpha\tag{Quasi-star b.c.’s}$$ wo $$\beta\equiv\frac{M_{\bullet}}{4\pi\rho_0\alpha^3}\tag{7}$$ Der Skalierungsfaktor $\alpha$kann aus seiner Definition bestimmt werden. Stecken Sie unsere Werte für ein $r_0$und $\xi_0$, wir bekommen: $$\alpha=r_0/\xi_0=\frac{1.802\times10^9\text{ m}}{0.012}=1.502\times10^{11}\text{ m}$$ Daher bekommen wir $\beta=8.59\times10^{-4}$. Unsere Randbedingungen können nun umgeschrieben werden als $$\theta(\xi_0)=1,\quad\frac{d\theta}{d\xi}|_{\xi_0}=-\frac{8.59\times10^{-4}}{\xi_0^2},\quad\xi_0=.012\tag{Quasi-star b.c.’s}$$

Das Euler-Verfahren

Ich möchte zuerst die Euler-Methode überprüfen. Nehmen wir an, wir haben eine gewöhnliche Differentialgleichung erster Ordnung der Form

$$\frac{dy}{dx}=g(y,x)$$ mit geeigneten Randbedingungen; das heißt, wir wissen es $x_0$und $y_0=f(x_0)$. Wir wollen Näherungswerte für die Funktion finden $y=f(x)$über ein gewisses Intervall von $x$beginnt um $x=x_0$. Wir verwenden die Näherung $$\frac{dy}{dx}\approx\frac{\Delta y}{\Delta x}$$ und wählen Sie einige kleine $\Delta x$. Wir verwenden dann die erste Gleichung, um zu finden $$\Delta y\approx g(y,x)\Delta x$$ und iteriere entlang des Intervalls: $$x_{n+1}=x_n+\Delta x,\quad y_{n+1}=y_n+\Delta y_n=y_n+g(y_n,x_n)\Delta x$$ Dies ist die Art von Methode, die ich zusammen mit RK4 implementiert habe, um die ersten Graphen eines gewöhnlichen zu erstellen $n=3$Polytrop. Für ein solches System von Differentialgleichungen ist die Erweiterung einfach; Wir haben nur mehr Funktionen wie $g(y,x)$.

Ergebnisse

Jetzt können wir endlich unsere Modelle erstellen. Ich habe die gleiche Schrittgröße wie in meinem ursprünglichen Beispiel verwendet -$\Delta \xi=10^{-4}$- und geplottet$\theta(\xi)$sowohl normal als auch logarithmisch$\xi$-Achsen, um sowohl die dramatische zentrale Spitze als auch die Tatsache zu zeigen, dass für ein geladenes Polytrop$\xi_0\neq0$. Ich habe den Code in Python 3 geschrieben:

import numpy as np
import matplotlib.pyplot as plt

n = 3
dxi = 10**(-4)
xi0 = .012
phi0 = 8.59*10**(-4)

def dtheta(phi,xi):
    return (-phi/(xi**2))*dxi
def dphi(theta,xi):
    return xi**2*(theta**n)*dxi

Xi = [xi0]
Theta = [1]
Phi = [phi0]

while Theta[len(Theta)-1] > 0:
    Xi.append(Xi[len(Xi)-1] + dxi)
    Theta.append(Theta[len(Theta)-1] + dtheta(Phi[len(Phi)-1],Xi[len(Xi)-1]))
    Phi.append(Phi[len(Phi)-1] + dphi(Theta[len(Theta)-1],Xi[len(Xi)-1]))

plt.figure(1)
plt.subplot(211)
plt.plot(Xi,Theta)
plt.title('Quasi-star solution to the Lane-Emden equation for $n=3$')
plt.xlabel('Scaled radius')
plt.ylabel('Solution')
plt.subplot(212)
plt.title('Quasi-star solution with logarithmic scale')
plt.xlabel('Scaled radius')
plt.ylabel('Solution')
plt.semilogx(Xi,Theta)
plt.show()

Das ist ziemlich schmerzlos und schnell zu schreiben. Hier ist die Ausgabe:

Ich habe auch einen Vergleich zwischen einem geladenen Polytrop und einem normalen Polytrop für gemacht$n=3$, um noch einmal die Spitze zu betonen:

Schließlich ist hier eine Reihe von Diagrammen, die ich von normalisierter Temperatur, Dichte und Druck für ein erstellt habe$n=3$beladenes Polytrop und ein$n=3$normales Polytrop. Während beide Temperaturprofile ziemlich ähnlich sind, gibt es einen scharfen Unterschied in Dichte und Druck in der Nähe des Kerns.

Denken Sie jetzt daran, dass dies lediglich normalisierte Werte sind und mit den zentralen Parametern multipliziert werden sollten, aber der Punkt bleibt: Quasi-Sterne sind viel anders als normale Sterne.

Evolution

Die einzige verbleibende Frage ist, ob unser Quasi-Stern über einen längeren Zeitraum stabil bleiben wird oder nicht. Es ist sicher, dass sich die Masse des zentralen Schwarzen Lochs ändern wird, da das Objekt durch Akkretion vom inneren Rand der Hülle angetrieben wird. Letztendlich wird der Quasi-Stern so ziemlich ein schwarzes Loch mit ein wenig Gas um ihn herum sein. Kurzfristig stellt beispielsweise die Stabilität der Hülle ein potenzielles Problem dar. Es wird auch Masse verlieren und sie von einer Scheibe akkretieren, die sich möglicherweise bildet und das gesamte Objekt umgibt.

Ballet al. festgestellt, dass

$$\dot{M_{\text{BH}}}\propto M_{\text{BH}}^2\rho^{(3-\gamma)/2}\tag{8}$$ Innerhalb einer Größenordnung bleibt dies ungefähr $\sim10^{-4}M_{\odot}$pro Jahr für viele Quasi-Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien. Angenommen, die Hüllmasse unseres Quasi-Sterns sei $\sim100M_{\odot}$, dann sollte die Hülle auf einer Zeitskala von einer Million bis zehn Millionen Jahren bis zu einem Faktor von wenigen vollständig angewachsen sein. Das ist ziemlich vernünftig; Massive Sterne bewegen sich typischerweise in der Größenordnung von einer Million bis zehn Millionen Jahren durch die Hauptreihe, und während der Quasi-Stern im Vergleich zur Sonne möglicherweise nur eine kurze Zeit lebt, ist seine Lebensdauer im Vergleich zu massereichen Sternen angemessen .

Wird eine Fusion möglich sein?

Eine Schlüsselannahme von Quasi-Stern-Modellen ist, dass jede Fusion völlig vernachlässigbar ist. Dieser spezielle Quasi-Stern ist sicherlich nicht normal, also würde ich gerne noch einmal nachprüfen und sehen, ob es tatsächlich wenig oder keine Fusion geben wird. Wir können dies tun, indem wir die Reaktionsgeschwindigkeiten des Quasi-Sterns im Vergleich zu denen der Sonne berechnen. (Ich möchte annehmen, dass jede Fusion über die pp-Kette erfolgt . Der CNO-Zyklus ist in einem Stern ohne Kohlenstoff, Stickstoff oder Sauerstoff nicht möglich!)

Die Rate der Energieerzeugung$q{ij}$aus einer Reaktion von Teilchen$_i$und$_j$ist

$$q_{ij}=\overbrace{C_1\left(\frac{1}{1+\delta_{ij}}\right)\frac{1}{A_iA_j}\frac{1}{AZ_iZ_j}}^{S_{ij}}X_iX_j\rho\tau^2e^{-\tau}Q\tag{9}$$ wo $C_1$ist eine Sammlung von Konstanten, die nicht einzigartig für die stellare Umgebung sind, $\rho$ist die Dichte, $X_I$und $A_i$stellen Massenanteil und Massenzahl dar (während $A$ist reduzierte (atomare!) Masse ), $Z_i$ist Ordnungszahl, $Q$ist die pro Reaktion freigesetzte Energie, $\delta_{ij}$ist das Kronecker-Delta , und $\tau$ist eine eigentümliche Funktion der Temperatur: $$\tau=C_2\left(Z_i^2Z_j^2AT^{-1}\right)^{1/3}=D_{ij}T^{-1/3}\tag{10}$$ wo $C_2$ist eine weitere Konstante. Ich habe ein paar Begriffe zusammengeknüllt als $S_{ij}$; Sie werden später sehen, warum.

Finden wir das Verhältnis von$q_{ij,\odot}$(die Sonne) zu$q_{ij,*}$(der Quasistern):

$$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=\frac{S_{ij}X_{i,\odot}X_{j,\odot}\rho_{\odot}\tau_{\odot}^2e^{-\tau_{\odot}}Q}{S_{ij}X_{i,*}X_{j,*}\rho_{*}\tau_*^2e^{-\tau_*}Q}\tag{11}$$ Beide Faktoren von $S_{ij}$aufheben (ebenso wie die $Q$s), was uns mit etwas viel Einfacherem zurücklässt. Für den Quasi-Stern können wir die höchsten Temperatur- und Druckwerte betrachten, die zentralen Werte, die wir zuvor ausgewählt haben. Ich werde nehmen $\rho_{c,*}=5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$und $T_{c,*}\simeq3.5\times10^{5}\text{ K}$, gemäß Tabelle 1 von Ball et al. Ich bin bereits davon ausgegangen, dass die Quasi-Sternhülle reiner Wasserstoff ist, also $X_i=X_j=1$.

Für die Sonne verwende ich das Sonnenmodell BS05 (AGS, OP) von John Bahcall. Das gibt$X_i=X_j=0.36462$,$\rho=1.505\times10^2\text{ g cm}^{-3}$, und$T_{c,\odot}=1.548\times10^{7}\text{ K}$. Wenn Sie etwas davon ersetzen, erhalten Sie

$$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=\frac{(0.36462)^21.505\times10^{2}\text{ g cm}^{-3}\tau_{\odot}^2e^{-\tau_{\odot}}}{(1)^25.462\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}\tau_*^2e^{-\tau_*}}=3.66\times10^5\frac{D_{ij}^2T_{\odot}^{-2/3}e^{-\tau_{\odot}}}{D_{ij}^2T_*^{-2/3}e^{-\tau_*}}$$ Weitere Auswechslungen geben $$\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}=2.9\times10^4e^{\tau_*-\tau_{\odot}}$$ In unserem Fall, $D_{ij}$ist $42.46\mu^{1/3}$, mit $\mu$die reduzierte Masse ist (beachten Sie, dass $\mu\neq A$), wenn $T$wird in Mega-Kelvin (dh Millionen Kelvin) ausgedrückt. Das können wir herausfinden $\tau_*>\tau_{\odot}$Weil $T_{c,*}<T_{c,\odot}$, und deshalb $$e^{\tau_*-\tau_{\odot}}>e^0=1$$ Deswegen, $\frac{q_{ij,\odot}}{q_{ij,*}}\gg1$, und es scheint, dass jede Fusion unbedeutend sein wird.

Referenzen für Reaktionsgeschwindigkeitsgleichungen:

• Duke University
• TUM
• UCSC

Fazit

Ich schlug vor, dass ein massearmer Quasistern – ein schwarzes Loch, das von einer großen sternähnlichen Gashülle umgeben ist – ähnliche Eigenschaften wie ein massereicher Stern haben könnte$\sim100M_{\odot}$. Ich nahm zentrale Druck- und Dichtewerte von$5\times10^9\text{ J/m}$und$5.426\times10^{-5}\text{ g cm}^{-3}$für einen Quasi-Stern mit Hüllmasse$100M_{\odot}$um ein schwarzes Masseloch$1M_{\odot}$. Temperatur-, Dichte- und Druckprofile unter Verwendung einer polytropischen Näherung zeigen, dass eine Fusion selbst im Zentrum unwahrscheinlich ist, und daher sollte die einzige Energiequelle des Quasisterns die Akkretion durch das Schwarze Loch sein. Das Objekt sollte für eine Million bis zehn Millionen Jahre stabil bleiben, was eine angemessene Lebensdauer ist.

Ich werde meine Antwort mit einer Bestätigung der Antworten beginnen, die vor meiner kamen. Jeder von ihnen hat auf die eine oder andere Weise meinen Verstand informiert und inspiriert, ein Gerät zu konstruieren, von dem ich hoffe, dass es die Anforderungen der Frage erfüllt.

Die erste und am weitesten verbreitete Einschränkung, von der anscheinend alle ausgegangen sind (und ich gehe von keiner Annahme aus), besteht darin, dass dieses Objekt sternengroß sein muss . Unter der Einschränkung, dass das Objekt nicht fusionsgetrieben sein darf, darf es also auch nicht sozusagen die „kritische Masse“ erreichen, die etwa die 80-fache Masse des Jupiters beträgt.

Diese Einschränkungen scheinen eine vernünftigere Anforderung zu sein:

• $0.087 \text{ M}_{☉}$ODER ungefähr$1.73 \times 10^{29}$Kilogramm an Masse
• $4.85 \times 10^{23}$Watt Ausgangsleistung
• 14,35 % Lichtausbeute ODER 98 Lumen/Watt

Für diese letzten beiden Anforderungen habe ich auf den am wenigsten leuchtenden normalen Stern aus Wikipedia und die Effizienz unseres eigenen Sterns verwiesen, da wir wahrscheinlich wünschen, dass dieses lichtemittierende Objekt für einen umlaufenden Körper von Nutzen ist.

Nun also zur „Idee“ ohne Mathematik, denn diese Idee erfordert exotische Materialien, die noch nicht entdeckt wurden.

Nachdem ich mehr gelesen habe, habe ich mehrere mögliche Variationen und Einschränkungen gefunden.

Wenn ich zum Beispiel meine erste Idee festhalte und eine thixotrope Flüssigkeit und eine rheopektische Flüssigkeit mit einzigartigen Eigenschaften (Dichteänderung beim Wechsel von flüssig zu fest und spröde bei fest) verwende, die dazu führen, dass sie über Risse Plätze im „Mantel“ tauschen, Risse, Stücke, die sich bewegen und wieder liquidieren, Reibungs- und Druckkräfte aufeinander erzeugen, eine oder wenige lumineszierende Eigenschaften aufweisen , wie Piezolumineszenz, Kryolumineszenz usw.

Ich hoffe, dass die stellargroßen Massen und Bewegungen dieser Flüssigkeiten über mehrere Lumineszenztypen genügend Energie erzeugen, um über eine Kombination dieser Mittel Licht zu erzeugen.

Das Vertrauen auf diese lumineszierenden Eigenschaften bedeutet, sich auf eine polyzyklische Energieproduktion zu verlassen, hoffentlich nicht alle gleichzeitig, aber leider in geologischem Maßstab. Dies erfordert eine Art Struktur, um die Energie zu speichern und kontinuierlich abzugeben.

Diese Struktur wird eine Art geodätische Struktur von Sterngröße sein, deren Zweck es sein wird, am Gleichgewichtspunkt der beiden Flüssigkeiten zu sitzen, und eine Vielzahl von Funktionen erfüllen kann:

• Sammeln Sie elektrische Energie, die von den polarisierten Flüssigkeiten abgegeben wird
• Entladen Sie Elektrizität in einem kontinuierlichen Fluss
• Licht mit 400lm/W erzeugen?
• Ziehen Sie sich zusammen oder erweitern Sie sich, wenn sich die Grenze zwischen den Medien durch Gezeiten oder auf andere Weise ändert
• Den Fluss eines Mediums in das andere einschränken, um mehr Energie zu erzeugen?

Ich habe ursprünglich einige weitere Verbesserungen vorgeschlagen, insbesondere die Verwendung eines kristallinen Kerns, der piezolumineszierend/elektrisch ist, und/oder die Suspension winziger Kristalle mit ähnlichen Eigenschaften in den beiden Flüssigkeiten.

Ich glaube jetzt, dass die Verwendung eines kristallinen Kerns sehr problematisch sein könnte. Angesichts des Drucks, dem er standhalten müsste, würde der Kern wahrscheinlich reißen, wenn er nicht überhitzt und schmelzen würde, wodurch er seine Funktion als weitere Quelle für Lumineszenz oder elektrischen Strom verlieren würde. Ein interessanter Weg, dies zu umgehen, wäre die Herstellung mehrerer kleinerer Sternkörper, die sich gegenseitig umkreisen ... aber dies könnte das Licht zu stark "streuen".

Die Verwendung der kleinen Kristalle (und „klein“ könnte hier ziemlich massiv bedeuten) in Suspension könnte sich jedoch als sehr fruchtbar erweisen. Beispielsweise erzeugt 1 cm ³ Quarz 12.500 Volt, wenn er unter 2 kN einer korrekt angewendeten Kraft platziert wird. In Zukunft könnten noch viel exotischere kristalline Strukturen existieren. Ein kurzer Blick ins Internet offenbart großartige Kandidaten wie Blei-Magnesium-Niobat-Blei-Titanat .

Ich studiere Philosophie, daher ist Mathe wirklich schwierig für mich (sprich: unmöglich ohne viel mehr Zeit und Übung).

Ein flüchtiger Blick auf Google zeigt jedoch, dass selbst bei perfekter Energierückgewinnung nur 10% der Gravitationskraft in nutzbare Energie umgewandelt werden. Dies dürfte jedoch eher bei 1 % liegen. Dies beruht rein auf dem piezoelektrischen Effekt .

Was ich im Wesentlichen mache, ist ein riesiges, durch Schwerkraft gespeistes elektrisches Gerät, das verwendet werden könnte, um eine Art supergroße LED mit Strom zu versorgen? Es ist eine Weltraum-Glühbirne!

Es konnte nicht ewig sein, aber ich habe keine Möglichkeit zu messen, wie lange es dauern würde. Vielleicht lösen sich die Kristalle irgendwann auf oder werden zu Staub zermalmt und in den Weltraum davonschweben? Vielleicht erreichen die beiden Flüssigkeiten irgendwann eine Art Gleichgewicht? Vielleicht kann es diese Materialien nie geben? ( Obwohl ich niemals nie sagen würde! )

Ich glaube jedoch nicht, dass dies zu katastrophalen Ereignissen führen könnte.

Ich kann jetzt mehr als zwei Referenzen geben :)

Hinweis: Diese Antwort ist noch lange nicht fertig. Ich veröffentliche es als eine Art Plausibilitätsprüfung, damit ich etwas darüber erfahren kann, ob meine Idee völlig verrückt ist oder nicht. Links und weitere Nummern werden folgen.

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Einführung

Als ich diese Frage schrieb, dachte ich, dass der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus keine gute Lösung für das Problem wäre. Es ist einfach zu sehen, dass, wenn ein sonnenähnlicher Körper auf diese Weise Energie mit der gleichen Geschwindigkeit wie die Sonne produzieren würde, ihm nach ~10 ⁷ Jahren die Energie ausgehen würde. Das hat mich dazu veranlasst, auch andere Ideen zu verwerfen, etwas, das ich das Zeitskalenproblem nennen werde.

Ich habe versucht, eine Form der Akkretion auf verschiedene Weise zu verwenden. Ich war bereits mit Thorne-Żytkow-Objekten (TŻOs) vertraut , die von ein paar Leuten vorgeschlagen worden waren. Ein TŻO ist ein roter Riese oder roter Überriese vom Typ M, dessen Kern durch einen Neutronenstern ersetzt wurde. Die Kernfusion setzt sich in den oberen Schichten des Sterns fort, während die innere Hülle vom neuen Kern aufgenommen wird und Energie erzeugt. Demetris Antwort sprach über mehrere Vor- und Nachteile, die ziemlich wichtig sind. Leider überwiegen die Nachteile (die ich hinzugefügt habe) die Vorteile (siehe Thorne & Żytkow (1977) ):

• Kernfusion findet immer noch in den oberen Schichten statt.
• Die Hülle hält für eine Zeit in der Größenordnung von ~10 ⁷ oder ~10 ⁸ Jahren, was zu kurz ist.
• Es besteht die Möglichkeit von Instabilitäten in verschiedenen Schichten der Hülle.

Eine andere Möglichkeit, die mir in den Sinn kam, war die Verwendung eines Quasisterns , im Wesentlichen eines extrem massiven Protosterns, dessen Kern in ein Schwarzes Loch kollabiert. Die Nachteile sind, dass die Lebensdauer der Hülle etwa der eines TŻO entsprechen würde und der Protostern mindestens die 1.000-fache Masse der Sonne haben müsste (siehe Begelman et al. (2008) ).

Eine letzte spekulative Option, die mir eingefallen ist, wurde ebenfalls erwähnt: ein dunkler Stern . Dies wäre eine Mischung aus dunkler Materie und normaler Materie, die durch Vernichtung zwischen Neutralinos Energie erzeugt. Die Nachteile sind zweierlei: Der „Stern“ hätte einen Durchmesser zwischen 4 AE und 2.000 AE und würde kein Licht im sichtbaren Teil des Spektrums emittieren.

Dies sind die am besten untersuchten Arten exotischer Sterne. Es sollte offensichtlich sein, dass diese kein guter Ersatz für einen Stern sein können und den von mir festgelegten Anforderungen an Zeit und Leuchtkraft entsprechen. Die Lösung, die ich hier vorstelle, ist weitaus banaler, zumindest in Bezug auf die Zusammensetzung des Sterns.

Ich schlage vor, den Kelvin-Helmholtz-Mechanismus zu verwenden, um einen Stern wie einen T-Tauri-Stern anzutreiben . Das Zeitskalenproblem kann durch periodischen Massenverlust und Wiederauffüllung jede Kelvin-Helmholtz-Zeit über eine Scheibe gelöst werden, in die der Teer ein- und ausschwingt. Kernfusion wird nicht stattfinden, weil die Temperaturen im Kern des Sterns nicht hoch genug sind.

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1. Der Stern

Der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus wandelt potenzielle Gravitationsenergie in Strahlungsenergie um. Die Ableitung ist einfach. Die gesamte abgestrahlte Gravitationspotentialenergie ist

$$U_r=\frac{3M^2G}{10R}$$ oder, Einstellung $C=\frac{3}{10}$, $$U_r=\frac{CM^2G}{R}$$ ich benutze $C$¹ [Fußnote: Einige Autoren verwenden $\eta$.] hier, weil das nicht ganz richtig ist. Die Proportionalität ist korrekt, aber es muss ein Indikator dafür vorhanden sein, wie gut das Objekt komprimiert. Dies kann stark variieren; zum Beispiel für Jupiter, $C\approx0.03$. Im vorliegenden Fall werden wir jedoch nehmen $C=\frac{3}{10}$.

Da Leuchtkraft Energie über Zeit ist, können wir schreiben

$$\frac{U_r}{t}=L\to t=\frac{3M^2G}{10RL}$$ Wir könnten naiv einwechseln $L=L_{\odot}$, die Leuchtkraft der Sonne, und machen Sie dasselbe für die Masse und den Radius, und berechnen Sie die Kelvin-Helmholtz-Zeitskala. Dies wird jedoch aus mehreren Gründen nicht die korrekte Zeit für einen Stern mit einer solchen Masse und einem solchen Radius liefern:

• Es gibt keinen Grund dafür, dass die angegebene Leuchtkraft die Leuchtkraft ist, die von einem solchen Stern erzeugt wird. Es würde uns nur sagen, wie lange ein Körper, der wie die Sonne funktioniert, aber Energie über den Kelvin-Helmholtz-Mechanismus produziert, dauern würde.
• Der Radius eines solchen Sterns ändert sich im Laufe der Zeit, wenn die Kontraktion fortschreitet. Dasselbe sollte in bestimmten Fällen für die Leuchtkraft gelten.

Um ein genaues Modell zu entwickeln, müssen wir uns einige reale Fälle von Sternenkontraktionen wie diesem ansehen. Solche Sterne sind Vor-Hauptreihensterne, die entweder auf der Hayashi-Spur (für Sterne mit geringerer Masse) oder der Henyey-Spur (für Sterne mit höherer Masse) leben. Sterne auf der Hayashi-Spur nehmen mit der Zeit an Leuchtkraft ab, während sie eine konstante Temperatur beibehalten; Sterne auf der Henyey-Spur nehmen mit der Zeit an Temperatur zu, behalten aber eine konstante Leuchtkraft bei. Nach einer gewissen Zeit schließen sie sich der Hauptsequenz an, wenn die Kernfusion einsetzt.

Kumar (1962) liefert einen alternativen Ausdruck für die durch Kontraktion freigesetzte Energie (wir behalten einen zusätzlichen Begriff bei, wobei wir Anfangs- und Endradien ungleich Null annehmen, deren Bedeutung später erklärt wird):

$$t=\frac{GM^2}{28\pi\sigma T_{\text{eff}}^4}\left(\frac{1}{R_2^3}-\frac{1}{R_1^3}\right)$$ Beachten Sie, dass es einen zusätzlichen Begriff für den Anfangsradius gibt. Dies liegt teilweise an einer anderen Ableitung und teilweise daran, dass wir im Gegensatz zu den meisten Modellen einen endlichen Anfangsradius annehmen müssen.

Die effektive Temperatur eines Sterns auf der Hayashi-Spur lässt sich leicht berechnen:

$$T_{\text{eff}}=(2600\text{ K})\mu^{13/51}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{7/51}\left(\frac{L}{L_{\odot}}\right)^{1/102}$$ wo $\mu$das mittlere Molekulargewicht der Gasteilchen ist. Dieser letzte Faktor der Leuchtkraft zeigt, dass die Temperatur eines Sterns auf der Hayashi-Spur nur sehr geringfügig von der Leuchtkraft abhängt. In diesem Fall lasse ich diesen Term ganz weg und setze ihn gleich 1. Das bedeutet, dass, wenn wir den endgültigen und den anfänglichen Radius konstant setzen, die auf der Hayashi-Strecke verbrachte Zeit vollständig masseabhängig ist, mit Ausnahme von Komposition. Wir können sagen $$T_{\text{eff}}^{-4}\approx(2600^{-4})\mu^{-52/51}\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-28/51}$$ und dann $$t\approx\frac{(2600)^4G}{28\pi\sigma\mu^{52/51}}M^2\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-28/51}\left(\frac{1}{R_2^3}-\frac{1}{R_1^3}\right)$$ Jetzt konnte ich einfach einstellen $t$bis ~10 ⁹ Jahre, dann verwenden Sie das, um die Masse des Sterns zu finden, indem Sie zwei Radien als Schätzungen auswählen. Aber das große Problem dabei ist, dass Sterne mit geringer Masse und geringer Leuchtkraft länger auf der Hayashi-Spur bleiben. Daher wäre jedes Objekt, das auf der Hayashi-Spur blieb, für einen Großteil dieser Zeit ziemlich dunkel. Das ist also ziemlich sinnlos.

Aus diesem Grund muss der Stern Kontraktionszyklen durchlaufen. Damit ein Stern auf der Hayashi-Spur eine ausreichend hohe Leuchtkraft hat, muss er eine gewisse Masse haben. Allerdings wird die Zeit auf der Hayashi-Strecke für meine Bedürfnisse nicht lang genug sein. Daher muss es auf dieser Spur in einer kreisförmigen Evolutionsspur weitergehen.

Jeder Zyklus beginnt mit der Gewinnung einer großen zirkumstellaren Radiushülle$R_1$. Die Schwerkraft zwingt den Stern, sich auf einen Endradius von zusammenzuziehen$R_2$. Am Ende dieser Kontraktion muss ein Mechanismus einen Massenverlust verursachen, damit nachfolgende Hüllen nicht übermäßig groß werden und den Stern schließlich dazu bringen, mit der Wasserstofffusion zu beginnen. Dieser Massenverlust wird alles außer einem kleinen Kern wegnehmen. Der Stern erhält dann eine neue Hülle und der Zyklus wiederholt sich.

Der Massengewinnmechanismus wird später weiter diskutiert, aber ich werde jetzt das Massenverlustproblem diskutieren. Die verlockendste Option besteht darin, überschüssiges Material von einem starken Sternwind wegblasen zu lassen. Tatsächlich haben T-Tauri-Sterne oft starke Sternwinde, die manchmal als T-Tauri-Winde bezeichnet werden, oder bipolare Ausströmungen, die mit astrophysikalischen Jets zusammenhängen. Das Problem hierbei ist, dass diese Winde erst einsetzen, nachdem die Kernfusion begonnen hat.

Ein weiteres Problem dabei ist, dass Sternwinde normalerweise ziemlich regelmäßig sind. Die Art von Massenverlust, nach der ich suche, wäre plötzlich, heftig und von kurzer Dauer. Daher bin ich im Moment etwas ratlos, was ich dagegen tun soll. Ich vermute, dass Disk-Star-Wechselwirkungen dazu führen könnten, dass die Hülle entfernt und durch eine weniger dichte ersetzt wird, aber ich bräuchte Simulationen, um das zu beweisen.

2. Die Festplatte

Für die Scheibe stelle ich mir etwas in der Art einer Akkretionsscheibe vor. Es muss eine Masse von Dutzenden von Sonnenmassen haben, und es muss ziemlich breit sein. Eine bessere Maßeinheit könnte Lichtjahre sein, nicht AU. Es muss auch dick sein. Für das Dichteprofil denke ich an die Verwendung eines Plummer-Kuzmin-Modellprofils :

$$\Phi(r,z)=-\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}}{\sqrt{r^2+(a+\sqrt{z^2+b^2})^2}}$$ wo $\Phi(r,z)$ist Gravitationspotential und $a$und $b$sind Konstanten.

Die Zusammensetzung der Scheibe besteht hauptsächlich aus Staub und Gas in Form von molekularem Wasserstoff (möglicherweise nicht ionisiert). Es sollte nicht zu heiß oder dicht sein - auch hier muss ich verhindern, dass Kernreaktionen in der Scheibe oder während der Akkretion stattfinden.

Um die Bewegung des Sterns in seiner Umlaufbahn im Sitnikov -Stil zu analysieren , verwende ich eine Lagrange-Funktion:

$$\mathcal{L}=\frac{1}{2}M\dot{z}^2-M\Phi$$ Ich habe die Bewegung auf linear beschränkt $z$-Achse, also ist unsere einzige relevante Euler-Lagrange-Gleichung $$\frac{d}{dt}\left(\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial\dot{z}}\right)=M\ddot{z}=\frac{\partial\mathcal{L}}{\partial z}$$ Dies wird dann $$\ddot{z}=\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}z\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)}{\sqrt{b^2+z^2}\left(\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^2+r^2\right)^{3/2}}$$ Der Stern beginnt um $r=0$, und da es eine radiale Symmetrie und keine radialen Kräfte gibt, wird es dort bleiben. Deswegen, $$\ddot{z}=\frac{G\mathcal{M}_{\text{disk}}z\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)}{\sqrt{b^2+z^2}\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^3}=\frac{GMz}{\sqrt{b^2+z^2}\left(a+\sqrt{b^2+z^2}\right)^2}$$ Dies ist eine nichtlineare Differentialgleichung zweiter Ordnung der Form $$y''=f(y)$$ wo $y=g(x)$. Hier, $y=z$und $x=t$. Wir können lösen $t$als Funktion von $z$. Die Lösung ist $$t=\pm\left(-C_2+\int\left[C_1+2\int f(z)dz\right]^{-1/2}dz\right)$$ Integrieren $f(z)$scheint analytisch nicht möglich zu sein, obwohl ich es numerisch versuche. Eine (unelegante) Möglichkeit wäre, die Taylor-Reihe von zu approximieren $f(z)$bis zu einigen $O(z^N)$für ausreichend groß $N$. Dann könnten Sie das integrieren, dann vielleicht den Ausdruck in den Klammern nehmen und dafür eine Taylor-Reihe erstellen und integrieren.

Der Vorteil von all dem ist, dass, wenn Sie die Geschwindigkeit des Sterns kennen, bei$z=0$, können Sie seine maximale Höhe finden (Energieerhaltung verwenden), und daraus können Sie seine Periode finden,$P$, und$P/2$.

Meine Hauptsorge bei diesem Setup ist die Stabilität. Ein Sitnikov-Planet ist gegenüber radialen Störungen instabil. Abhängig vom Dichteprofil der Platte kann dies der Fall sein oder nicht. Nun, der Fall eines ringähnlichen Objekts, das dem Körper die Möglichkeit bietet, hineinzuschwingen, hat möglicherweise keine solchen Instabilitäten. Diese Seite untersucht einige der Eigenschaften eines toroidalen Planeten, einschließlich möglicher Umlaufbahnen seiner Monde.

Ob Sie es glauben oder nicht, es gibt (zumindest kurzfristig) stabile Umlaufbahnen, die durch das Zentrum des Torus verlaufen!

Ich würde sagen, es ist möglich, dass hier die gleiche Art von Stabilität möglich ist, auch wenn das Hyperboloid "gerade" ist. Wir können das Dichteprofil der Scheibe in einen solchen Torus in einem stabilen Abstand vom Zentrum und einen weniger dichten Bereich, der an der aktiven Akkretion beteiligt ist, zerlegen. Dies könnte zu Umlaufbahnen führen, die denen des Mondes und des toroidalen Planeten ähneln.

Ich werde es später bearbeiten, bereinigen und weiter ausfüllen (und die Wikipedia-Links ersetzen), wollte aber erst einmal niederschreiben, was ich habe, bevor ich alle Seiten vergesse oder verliere.

Wir können einen künstlichen Stern mit einem Diamantkern haben , der von einem Antimaterie-Reaktionsmotor auf 3.000 ° C erhitzt wird. Das ist nicht ganz genug für einen Stern wie unsere Sonne, aber er kann den umgebenden Wasserstoff genug erhitzen, um in den rot/orangen Bereich zu gelangen.

Basierend auf Samuels ausgezeichneter Antwort hier können wir einen Diamanten in Sternengröße im Bereich von 253.000 km und 573.000 km haben. Das ist größer als ein Sonnenkern, was bedeutet, dass wir ihn mit Wasserstoff umgeben und ihn daran hindern können, eine Fusion auszulösen.

Diamant leitet Wärme gut und kann unter Druck sicher auf bis zu ~ 3.000 C erhitzt werden. Wie im Zentrum eines Sterns.

3.000 °C sind ungefähr die Oberflächentemperatur eines Roten Riesen , also können wir diese Art von Licht bekommen.

Aufgaben:

• Bestimmen Sie, ob die Masse des Sterndiamanten größer ist als die Masse des Kerns, und wenn ja, ob sie mehr ausreicht, um eine Fusion auszulösen.
• Finden Sie heraus, wie Sie verhindern können, dass der Antimaterie-Motor durch Druck zerstört wird und das Ganze ruiniert.

Nö.

Sie erhalten ein sterngroßes Objekt , das durch Fusion Energie freisetzt, es sei denn, es besteht aus Elementen, die schwerer als Eisen sind . Man kann also aus Eisen einen Stern machen , der aber nicht viel Energie freisetzt.

Was ist mit Spaltung?

Leider wird das Zusammenbringen zu vieler Spaltprodukte ohne einen Neutronenmoderator mehr Energie freisetzen als die Gravitationsbindungsenergie des Sterns und er wird sich selbst in die Luft sprengen. Alle guten Neutronenmoderatoren sind leichter als Eisen, wenn man also die Masse eines Sterns zusammenbringt, werden sie einfach fusionieren. Es gibt einige selbstbegrenzende Kernbrennstoffe , wie Uran-Zirkonium-Hydrid, das einen negativen Reaktivitätskoeffizienten bei der Brennstofftemperatur hat, aber ich bezweifle, dass Sie einen Stern daraus herstellen und diese Eigenschaften beibehalten können.

Jede andere Reaktion wird die Fusion nicht verhindern oder nicht lange genug dauern, um annähernd die gleiche Lebensdauer wie ein traditioneller Stern zu haben.

Thorne-Żytkow-Objekte sind ein Beispiel, wenn sie existieren (und es gibt Beweise dafür).

Diese Sterne können zwei verschiedene Energiequellen haben:

• Kernfusion, wenn auch unter eher ungewöhnlichen Bedingungen.
• Akkretion auf den NS-Kern.

Der zweite ist viel effizienter (Energieausbeute ~$0.12mc^2$gegen ~$0.007mc^2$). Die primäre Energiequelle für einen tatsächlichen TZO kann jedoch beides sein. Dies liegt daran, dass die konvektive Hülle neuen Fusionsbrennstoff nach unten bringen und die Fusionsasche wegfegen kann.

Da die Akkretion auf einem NS viel mehr Energie pro Masseneinheit freisetzt als die Fusion, ist es in der Lage, die TZO gegen die Schwerkraft zu stützen, solange die TZO existiert, selbst wenn die Fusion nicht die primäre Energiequelle ist. Die Lebensdauer ist wahrscheinlich ziemlich kurz (< 1 Million Jahre). Dies liegt jedoch daran, dass Sternwinde die äußere Hülle ausstoßen, nicht daran, dass die Akkretion nicht genügend Energie liefern kann.

Während in jedem TZO eine Fusion auftritt, ist in einem durch Akkretion angetriebenen TZO die Energiemenge aus der Fusion viel geringer.

Es ist schwer, sich einen Stern vorzustellen, der sich nicht selbst durch Kernfusion versorgt, außer denen, die bereits existieren .

Etwas Hintergrund

Kernfusion ist ein Prozess, bei dem zwei Kerne zweier Atome miteinander verschmelzen (daher Kernfusion ). Es kann nur unter immenser Temperatur und Druck passieren.

Ein Stern ist ein riesiges Objekt. In seinem Kern sind der Druck und die Temperatur immens , und aus diesem Grund wird die Kernfusion beginnen.

Einige Zahlen

$$\begin{equation}\tag{1} T_{\text{eff}} \propto \sqrt{M} \end{equation}$$

Verwenden$T_{\text{eff ☉}} = 5780\text{K}$und$M_☉ = 1.988 \times 10^{30} \text{kg}$, aus (1) erhalten wir:

$$T_{\text{eff}} = k\sqrt{M}$$ $$k = \frac{T_{\text{eff}}}{\sqrt{M}}$$ $$\begin{equation}\tag{2} k = 4.1 \times 10^{-12} \end{equation}$$

Wir wissen, dass Objekte so "klein" wie 3 Jupitermassen Sterne sind , obwohl die Fusion erst ab 13 Jupitermassen stattfindet (das wird gleich relevant).

Somit ist von den riesigen unzähligen Billionen von Sternen alles vorbei$2.47 \times 10^{28} \text{kg}$ Kernfusion durchlaufen wird . Unter Verwendung unserer Zahlen aus (2) lautet das:

$$T_{\text{eff}} = 4.1 \times 10^{-12} \times \sqrt{2.47 \times 10^{28}}$$ $$\approx 644 \text{K} = 371 \text{°C}$$

Das ist eine winzig kleine Temperatur, in stellaren Begriffen. Natürlich sind ihre Kerne heißer, und deshalb findet die Fusion statt, aber ihre effektive Temperatur ist winzig. Daher ist die überwiegende Mehrheit der Sterne heißer.

Fazit

Die Mehrheit der Sterne wird sich durch Kernfusion mit Energie versorgen. Ob andere Methoden möglich sind, ist etwas irrelevant, da die Existenz dieser Methoden die Tatsache nicht leugnen wird, dass aufgrund der immensen Menge an Energie, die bei der Fusion freigesetzt wird, die Kernfusion die primäre Energiequelle eines Sterns sein wird. Ausgenommen vielleicht inhärente Schwarze Löcher.

Die Minderheit der Sterne – und diese Sterne existieren bereits – wird existieren, ohne durch Kernfusion angetrieben zu werden. Neutronensterne werden zwar immer noch als Sterne kategorisiert, unterliegen jedoch keiner Fusion.

In Palimpsest verwendet Stross einen "Nekrostern", um die Erde um Größenordnungen länger bewohnbar zu halten, als die Sonne aushalten würde.

Dies war ein schwarzes Loch, das von Gas umgeben war, wobei die Schwerkraft die ultimative Energiequelle war und der Energie fast 100% Masse gab.

Der einzige Grund für den Austausch der Sonne war, dass sie (viel) länger hält.

Theoretisch möglich, denke ich. Mit unserem Freund Thorium.

Hier auf der Erde ist Th im Wesentlichen 100 % Th-232, also betrachten wir es als rein.

Th ist nicht spaltbar (gut für unsere Zwecke) und hat eine schöne, langlebige Halbwertszeit von 14,05 Milliarden Jahren.

Wenn Sie die gesamte Thoriumreihe betrachten, haben Sie eine Energieabgabe von 42,6 MeV (einschließlich Neutrinos), was ebenfalls 6,83e-12 Joule entspricht. Natürlich verlieren wir fast die gesamte Neutrinowärme (genauso wie bei unserer Sonne).

Ein Mol Th ergibt also schließlich 4,11e12 J oder ein kg ergibt 1,77e13 J. Die Hälfte wird in den ersten 14 Milliarden Jahren freigesetzt.

Ein kg Th-232 setzt also etwa 20 mWatt frei, man braucht also 5 Tonnen, um eine 100-Watt-Glühbirne zu betreiben. Herzlichen Glückwunsch, Sie haben jetzt ein sehr stromsparendes, aber sehr langlebiges RTG.

Unsere Sonne hat eine Masse von etwa 2e30 kg. Ersetzen wir es also durch 2e30 kg Thorium. Wir haben jetzt ein 4E28 W RTG. Unsere Sonne erzeugt tatsächlich nur etwa 4E26 Watt, das ist also 100-mal so stark wie unsere Sonne, und angesichts der relativen Dichte der Materialien sollte sie auch erheblich kleiner sein.

Die tatsächliche Menge an Th-232, die Sie benötigen, um Ihre eigene fusionslose Sonne herzustellen, hängt von den genauen Bedingungen ab, die Sie wünschen, aber als erste Annäherung sollten nur 1e28 kg Th nahe genug sein, da die Gesamtleistungsabgabe ungefähr gleich sein wird wie unsere Sonne.

Diesen Stern zu machen ist einfach. Schritt 1: Beginnen Sie mit 1e28 kg Th, Schritt 2: werfen Sie alles auf einen großen Haufen und stellen Sie sich weit zurück.

So viel Thorium zu finden, wird nicht einfach sein. Die Masse des Universums beträgt etwa 3e52 kg, Th ist vielleicht 1 Teil von 1e13, also auf die nächste Potenz von 10 gerundet, 1e39 kg von Th im Universum. Das reicht aus, um 1e11 Thoriumsterne zu bauen. Hmmm, vielleicht doch nicht so schwer, wenn Sie ausreichend motiviert sind, eine Galaxie nach all ihrem Thorium zu plündern.

Wenn Sie feststellen, dass der Stern mit der Zeit nicht mehr so ​​glänzt, wie Sie möchten, werfen Sie etwa alle 10 Millionen Jahre etwas mehr Thorium ins Feuer.

Sind wir fertig? Nicht fusionsbetrieben. Leistungsabgabe ähnlich einem Stern. Lebensdauer ähnlich einem Stern. Keine Katastrophen in den nächsten Milliarden Jahren.

Eine Akkretionsscheibe, die von einem Braunen Zwerg oder einem Gasriesenplaneten gespeist wird.

• Kein Stern (obwohl der Zentralkörper normalerweise ein Sternüberrest wäre; ein Weißer Zwerg, Neutronenstern oder kleines Schwarzes Loch)
• Durch Drehimpuls gegen die Schwerkraft unterstützt
• Erzeugt Energie durch Umwandlung der Gravitationspotentialenergie einfallender Materie in Strahlung.

Für den Zentralkörper des Weißen Zwergs und des Neutronensterns wird Strahlung emittiert, wenn die einfallende Materie mit der Oberfläche kollidiert; In diesem Stadium wird durch die Fusion zusätzliche Energie freigesetzt. Wenn der Zentralkörper ein Schwarzes Loch ist, gibt es keine Oberfläche, mit der man kollidieren könnte, aber der Ereignishorizont hat einen so kleinen Umfang (Schwarzschild-Radius eines Schwarzen Lochs mit Sonnenmasse beträgt 2953 m), dass er durch Reibungswärme einfallender Materie fast wegstrahlt seine gesamte potenzielle Gravitationsenergie.

Wenn es sich um eine technische Struktur handelt, könnten mehrere Gasriesen in Reserve gehalten werden; Eine solche Struktur könnte Billionen von Jahren überdauern.

Ein massives Objekt kollabiert nicht unbedingt aufgrund der Schwerkraft. Die Schwerkraft wird sicherlich die Bestandteile zusammenziehen, aber sie kann sie dort nicht halten. Mit der Schwerkraft allein würde jeder Teil in der Umlaufbahn sein ; Umwandlung zwischen kinetischer Energie und potenzieller Gravitationsenergie für immer.

Wenn wir eine andere Kraft einführen, wie den Elektromagnetismus, dann passieren zwei Dinge. Erstens kann Energie auf neue Weise umgewandelt werden; Beispielsweise können Partikel elektromagnetische Strahlung aussenden und daher ihre kinetische + potentielle Energie verringern, wodurch ihre Umlaufbahnen zerfallen. Zweitens können neue Wechselwirkungen zwischen Partikeln auftreten, dh. Kollisionen, die ihre Bahnen stören. Deshalb kollabieren Wasserstoffwolken zu einer Scheibe.

Was wäre, wenn auf unsere Teilchen keine Kraft wie der Elektromagnetismus einwirkt? Dies ist bei einigen Modellen der Dunklen Materie der Fall. In diesen Modellen interagiert dunkle Materie über die Schwerkraft, aber nicht über Elektromagnetismus, sodass sie nicht so kollabieren würde wie baryonische Materie. Eine Ansammlung von Teilchen aus dunkler Materie, die sich ständig umkreisen, wird als Halo aus dunkler Materie bezeichnet . Während normalerweise in galaktischen Maßstäben diskutiert wird, könnte ein solcher Halo im Prinzip die Größe und Masse eines Sterns haben; besonders wenn sie so konstruiert sind.

Halos aus dunkler Materie brauchen also keine Energiequelle, um einen Gravitationskollaps zu vermeiden; aber sie sind nicht sehr "star-like". Gibt es eine Möglichkeit, Energie wie ein Stern auszusenden? WIMP -Modelle ermöglichen Teilchen der Dunklen Materie, über eine/die schwache Kraft zu interagieren; In diesem Szenario kann es nur sehr selten zu Kollisionen kommen. Viele Experimente versuchen, solche Kollisionen zu erkennen. Diese seltenen Kollisionen bieten einen Mechanismus zur Regulierung einiger anderer Reaktionen, z. Materie / Antimaterie-Vernichtung, um die in anderen Antworten erwähnten normalen Kettenreaktionen zu verhindern

Braune Zwerge sind sternähnliche Objekte, die einen Großteil ihrer Energie aus dem Gravitationskollaps beziehen. Wenn Sie sich einen Braunen Zwerg ohne Deuterium vorstellen (auch ohne Lithium, wenn der Braune Zwerg massiv genug ist, um Lithium zu verschmelzen), dann kommt die gesamte Energieabgabe aus dem Gravitationskollaps plus dem radioaktiven Zerfall aller radioaktiven Elemente. Dies wäre ein schwaches und ziemlich schnell abkühlendes Objekt, aber immer noch sternförmig ohne Fusion. Um die Lebensdauer zu verlängern, fügen Sie radioaktive Elemente mit langer Halbwertszeit hinzu, zum Beispiel hat Thorium-232 eine Halbwertszeit von 14,05 Milliarden Jahren, genug davon sollte die Dinge also eine ganze Weile warm halten, ohne eine Kettenreaktion auszulösen. Wenn Sie möchten, dass ein natürlicher Mechanismus einen solchen "Stern" hervorbringt, müssen Sie wahrscheinlich erfinderisch werden, aber er könnte von jeder Kardashev-Typ-3-Zivilisation "einfach" konstruiert werden .

Ein anderes, exotischeres Objekt wäre ein Neutronenstern oder ein Weißer Zwerg, der von einer stabilen Akkretionsscheibe umgeben ist, die Materie mit einer stabilen Rate verlieren würde. Um eine Verschmelzung der einfallenden Materie zu verhindern, müsste sie aus ausreichend schweren Elementen bestehen, damit sie bei der Kollision mit dem Neutronenstern nicht verschmelzen. Diese Art von Objekt müsste wahrscheinlich hergestellt werden, zumindest wenn es langlebig sein und eine relativ stabile Energieabgabe haben soll. Die Obergrenze für die Lebensdauer liegt wahrscheinlich bis zum Kollaps des Neutronensterns in ein Schwarzes Loch, hängt also von der gewünschten Energieabgabe ab, die durch den Massenstrom der einfallenden Materie bestimmt wird. Möglicherweise müssen Sie einige zusätzliche Objekte hinzufügen, um die Materialscheibe genau richtig zu destabilisieren, damit die Dinge mit einer gewünschten Geschwindigkeit hineinfallen.

Man könnte sich auch ein Schwarzes Loch mit einer solchen Akkretionsscheibe vorstellen, aber dann wird es keine wirkliche Kollision mit dem zentralen Objekt geben, also müsste so viel Materie einfallen, dass es mit sich selbst kollidiert und sich so aufheizt. Ohne irgendwelche Berechnungen zu machen, denke ich, dass diese Art von Objekt ziemlich kurzlebig wäre, bevor ihm die einfallende Materie ausgehen würde. Eine weitere exotische Option könnte ein Schwarzes Loch und/oder ein Neutronenstern in einem Doppelsternsystem sein, in dem Sie möglicherweise eine kontrollierte Materierate haben, die hineinfällt und länger Energie erzeugt, als es ein einzelner Neutronenstern könnte (bevor er in ein Schwarzes Loch kollabiert). ).

Kann eine Frage auch eine Antwort sein? Weil ich nicht die Physik habe, um dies zu beantworten, und ich bin mir nicht sicher, ob dies jemand tut.

Ein Magnetfeld hat eine Energiedichte. Eines der exotischsten bekannten astrophysikalischen Objekte, das tatsächlich beobachtet wird, ist der Magnetar . Es ist ein Neutronenstern, der mit einem Magnetfeld von bis zu 10E11 Tesla entstanden ist. Seine Energieabgabe für Zehntausende von Jahren wird durch den Zerfall dieses Magnetfelds freigesetzt.

Zum Vergleich: Das größte auf der Erde erzeugte Magnetfeld beträgt etwa hundert Tesla. Das Feld um einen Magnetar verzerrt Atomkerne zu fadenförmigen Gebilden. Dadurch wird ein Vakuum doppelbrechend. Einige Beobachtungen von Magnetaren (Glitches und Anti-Glitchs) sind nicht gut verstanden.

Die Energie, die von einem gegebenen Magnetfeldvolumen gespeichert wird, ist das Quadrat dieses Feldes.

Meine Frage. Gibt es außer dem Gravitationskollaps einer ausreichend hohen Energiedichte in ein Schwarzes Loch eine Obergrenze für die Stärke eines Magnetfelds?

Wenn nicht, dann bietet ein "Supermagnetar" eine physikalische Alternative zur Kernfusion für eine Quelle stellarer Energiemengen über stellare Zeiträume. Welche Form es annehmen und wie es entstehen könnte, kann ich mir nicht annähernd vorstellen.

Wenn Sie von der harten Wissenschaft zum Handwavium übergehen wollen, gibt es dann eine neue Form von Materie, die näher an der Grenze des Schwarzen Lochs zu finden ist? Und könnte es zur technologischen Manipulation fähig sein?

Keine Ahnung von der Natur. Aber ich gehe davon aus, dass es einen gewissen Wert hat, eine künstliche Lösung bereitzustellen. Und dass das Etikett harte Wissenschaft auf die Hauptfrage zutrifft. (dh ich werde die Zahlen für eine Nebenfrage nicht machen.)

Angenommen, Sie haben einen Planeten ohne Sterne in Größe und Zusammensetzung, den Sie mit einer künstlichen Sonne versehen möchten, die für eine vorindustrielle Zivilisation, die Sie auf dem Planeten pflanzen möchten, überzeugend sonnenähnlich aussehen würde. Nehmen Sie weiter an, dass der Planet auch einen Mond hat, der mit unserem identisch ist. Oder zumindest halbwegs ähnlich.

Zufälligerweise sind Sonne und Mond von der Erde aus ungefähr gleich groß. Wenn Sie also die Oberfläche des Mondes auf die gleiche Temperatur erwärmen wie die Photosphäre der Sonne. Es wird einigermaßen "sonnenähnlich" sein und die gleiche Menge an Licht und Energie liefern. Unter anderem wird das Spektrum anders sein, sodass eine Zivilisation mit industrieller Technologie und jeglichem astronomischen Wissen sie nicht mit einem echten Stern verwechseln wird.

Wichtig ist, dass der Mond viel kleiner ist als jedes Sternobjekt. Und es kann kleiner als der Mond sein, wenn Sie die Umlaufbahn kleiner machen. Dies bedeutet, dass viel weniger Energie benötigt wird und viel weniger Energie für die Bestrahlung des leeren Raums verschwendet wird. Wenn zum Beispiel der Mond gezeitenabhängig ist, muss nur die dem Planeten zugewandte Seite auf volle Temperatur aufgeheizt werden.

Diese Faktoren senken die Energie und Leistung, die für den radioaktiven Zerfall benötigt werden, um eine praktikable Methode zu seiner Bereitstellung zu sein. Wenn wir auch davon ausgehen, dass Ihre künstliche Sonne nur eine Million Jahre oder so funktionieren muss. Ich bezweifle, dass die mehreren Milliarden Jahre, die für die natürliche Evolution benötigt werden, möglich sind. Für ein archenartiges Schema können Sie möglicherweise mit einer Lebensdauer von hundert oder sogar zehntausend Jahren davonkommen. Lebensdauer bedeutet hier, dass die Leistung nicht merklich reduziert wurde. Hier hilft nur das Aufheizen der Oberfläche, da der Rest des Mondes als Wärmesenke wirkt und die Leistung anfangs reduziert.

Das einzige wirkliche Problem ist das Sammeln der erforderlichen Menge an radioaktivem Material. Ich kann mir keine andere Lösung vorstellen, als die Oberfläche mit nuklearen Explosionen zu bestrahlen (und vorzuwärmen). Und Fusionsgeräte wären wahrscheinlich nötig, um einen Mangel an spaltbarem Material zu vermeiden. Eine Zivilisation, die tatsächlich künstliche Sonnen für sternlose Planeten herstellt, könnte jedoch eine bessere Lösung haben. Beispielsweise könnte ein durch Spaltung angetriebener Teilchenbeschleuniger die Oberfläche bestrahlen, da weniger Energie für Licht und Kinetik (Explosionen) verschwendet würde. Obwohl bei unterirdischen Explosionen mit angemessener Ausbeute die Verschwendung minimal sein sollte.