정수압 평형이란 무엇입니까?

가스 또는 액체 일 수있는 유체의 부피는 유체의 압력에 의해 가해지는 상향 힘에 의해 중력에 의해 균형을 잡을 때 가스 또는 액체 일 수있는 유체의 부피는 정수압 평형 상태에 있다고한다. 예를 들어, 지구의 대기는 중력으로 아래쪽으로 당겨 지지만 표면을 향해 공기는 위의 모든 공기의 무게로 압축되므로 공기의 밀도는 대기의 상단에서 지구 표면으로 증가합니다. 이 밀도 차이는 고도에 따라 공기압이 감소하여 아래의 상향 압력이 위의 하향 압력보다 크고이 순 상승력은 중력의 하향 힘의 균형을 유지하여 대기의 높이를 약간 일정한 높이로 유지합니다. 유체의 부피가 정수압 평형 상태에 있지 않으면 중력이 압력을 초과하는 경우 수축해야합니다. 일반적으로 DP/로 언급됩니다.DZ = -Gρ는 정수압 평형에서 더 큰 부피 내에서 유체 층에 적용됩니다. 여기서 DP는 층 내 압력의 변화, Dz는 층의 두께이며, G는 중력으로 인한 가속도이고 ρ는 유체의 밀도입니다. 방정식은 예를 들어 표면 위의 주어진 높이의 행성 대기 내 압력을 계산하는 데 사용될 수 있습니다.

큰 수소 구름과 같은 우주의 가스 부피는 초기에 중력으로 인해 수축 될 것이며, 압력은 중심을 향해 증가합니다. 내부 중력과 동일한 외부 힘이있을 때까지 수축은 계속됩니다. 이것은 일반적으로 중심의 압력이 너무 커서 수소 핵 융합이 함께 융합되어 막대한 양의 에너지를 방출하여 별을 낳는 핵 융합이라는 과정에서 헬륨을 생성하는 시점입니다. 결과 열은 압력을 증가시킵니다내부 중력 력의 균형을 잡기 위해 외부 힘을 생성하여 별이 정수압 평형을 이루도록 가스. 중력이 증가하는 경우, 아마도 별에 더 많은 가스가 떨어지는 경우 가스의 밀도와 온도도 증가하여 더 많은 외부 압력을 제공하고 평형을 유지합니다.

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별은 일반적으로 수십억 년 동안 오랜 기간 동안 정수압 평형 상태로 남아 있지만 결국 수소가 떨어지고 점진적으로 무거운 요소를 융합하기 시작합니다. 이러한 변화는 일시적으로 별을 평형에서 벗어나 새로운 평형이 확립 될 때까지 확장 또는 수축을 유발합니다. 철분이 생산하는 것보다 더 많은 에너지가 필요하기 때문에 철분은 무거운 원소에 융합 될 수 없으므로 모든 별의 핵 연료가 결국 철로 변형되었을 때 더 이상 융합이 발생할 수없고 별이 무너질 수 있습니다. 이것은 질량에 따라 단단한 철 코어, 중성자 별 또는 블랙홀을 남길 수 있습니다.스타. 블랙홀의 경우, 알려진 물리적 과정은 중력 붕괴를 중단하기에 충분한 내부 압력을 생성 할 수 없으므로 정수압 평형을 달성 할 수 없으며 별이 특이성으로 알려진 무한 밀도의 지점에 수축 된 것으로 생각됩니다.

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