Wat is hydrostatisch evenwicht?
Van een vloeistofvolume, dat een gas of een vloeistof kan zijn, wordt gezegd dat het in hydrostatisch evenwicht is wanneer de neerwaartse kracht uitgeoefend door de zwaartekracht wordt gecompenseerd door een opwaartse kracht uitgeoefend door de druk van de vloeistof. De atmosfeer van de aarde wordt bijvoorbeeld naar beneden getrokken door de zwaartekracht, maar in de richting van het oppervlak wordt de lucht samengedrukt door het gewicht van alle lucht erboven, dus de dichtheid van de lucht neemt toe van de bovenkant van de atmosfeer naar het aardoppervlak. Dit dichtheidsverschil betekent dat de luchtdruk met de hoogte afneemt, zodat de opwaartse druk van onderaf groter is dan de neerwaartse druk van bovenaf en deze netto opwaartse kracht de neerwaartse zwaartekracht in evenwicht houdt, waardoor de atmosfeer op een min of meer constante hoogte wordt gehouden. Wanneer een vloeistofvolume niet in hydrostatisch evenwicht is, moet het samentrekken als de zwaartekracht de druk overschrijdt, of uitzetten als de interne druk groter is.
Dit concept kan worden uitgedrukt als de hydrostatische evenwichtsvergelijking. Het wordt meestal vermeld als dp / dz = −gρ en is van toepassing op een vloeistoflaag binnen een groter volume in hydrostatisch evenwicht, waarbij dp de verandering in druk binnen de laag is, dz de dikte van de laag is, g de versnelling die het gevolg is naar zwaartekracht en ρ is de dichtheid van de vloeistof. De vergelijking kan worden gebruikt om bijvoorbeeld de druk in een planetaire atmosfeer op een bepaalde hoogte boven het oppervlak te berekenen.
Een hoeveelheid gas in de ruimte, zoals een grote wolk waterstof, zal aanvankelijk samentrekken als gevolg van de zwaartekracht, met een toenemende druk in de richting van het midden. De samentrekking zal doorgaan totdat er een naar buiten gerichte kracht is die gelijk is aan de naar binnen gerichte zwaartekracht. Dit is normaal het punt waarop de druk in het midden zo groot is dat de waterstofkernen samensmelten om helium te produceren in een proces dat kernfusie wordt genoemd en dat enorme hoeveelheden energie afgeeft waardoor een ster wordt geboren. De resulterende hitte verhoogt de druk van het gas en produceert een buitenwaartse kracht om de binnenwaartse zwaartekracht in evenwicht te brengen, zodat de ster in hydrostatisch evenwicht zal zijn. In het geval van toenemende zwaartekracht, misschien door meer gas dat in de ster valt, zullen de dichtheid en temperatuur van het gas ook toenemen, waardoor meer naar buiten gerichte druk wordt verschaft en het evenwicht wordt gehandhaafd.
Sterren blijven langdurig in hydrostatisch evenwicht, meestal enkele miljarden jaren, maar uiteindelijk zullen ze zonder waterstof komen te zitten en geleidelijk zwaardere elementen versmelten. Deze veranderingen brengen de ster tijdelijk uit het evenwicht, waardoor uitzetting of krimp wordt veroorzaakt totdat een nieuw evenwicht is bereikt. IJzer kan niet worden samengesmolten tot zwaardere elementen, omdat dit meer energie zou vereisen dan het proces zou produceren, dus wanneer alle nucleaire brandstof van de ster uiteindelijk in ijzer is omgezet, kan er geen verdere fusie plaatsvinden en stort de ster in. Dit kan een solide ijzeren kern, een neutronenster of een zwart gat achterlaten, afhankelijk van de massa van de ster. In het geval van een zwart gat kan geen bekend fysisch proces voldoende interne druk genereren om de zwaartekrachtinstorting te stoppen, dus kan hydrostatisch evenwicht niet worden bereikt en wordt gedacht dat de ster samentrekt tot een punt van oneindige dichtheid dat bekend staat als een singulariteit.