Vad är hydrostatisk jämvikt?
En vätskevolym, som kan vara en gas eller en vätska, sägs vara i hydrostatisk jämvikt när den nedåtgående kraften som utövas av tyngdkraften balanseras av en uppåtkraft som utövas av fluidets tryck. Jordens atmosfär dras till exempel nedåt genom tyngdkraften, men mot ytan komprimeras luften av vikten av all luft ovanför, så att lufttätheten ökar från toppen av atmosfären till jordytan. Denna densitetsskillnad innebär att lufttrycket minskar med höjden så att uppåttrycket underifrån är större än nedåttrycket ovanifrån och denna netto uppåtkraft balanserar tyngdkraften nedåt och håller atmosfären på en mer eller mindre konstant höjd. När en vätskevolym inte är i hydrostatisk jämvikt måste den sammandras om gravitationskraften överstiger trycket, eller expandera om det inre trycket är större.
Detta koncept kan uttryckas som den hydrostatiska jämviktsekvationen. Det anges vanligtvis som dp / dz = −gρ och gäller för ett vätskeskikt inom en större volym i hydrostatisk jämvikt, där dp är tryckförändringen i skiktet, dz är skiktets tjocklek, g är accelerationen på grund av till tyngdkraften och ρ är vätskans densitet. Ekvationen kan användas för att beräkna till exempel trycket i en planetatmosfär i en given höjd över ytan.
En volym gas i rymden, såsom ett stort vätemoln, kommer initialt att dras samman på grund av tyngdkraften, med dess tryck ökar mot mitten. Sammandragningen kommer att fortsätta tills det finns en utåtriktad kraft lika med den inåtgående tyngdkraften. Detta är normalt sett när trycket i mitten är så stort att vätekärnorna smälter samman för att producera helium i en process som kallas kärnfusion som frigör enorma mängder energi och ger en stjärna. Den resulterande värmen ökar gasens tryck och producerar en utåtriktad kraft för att balansera den inre gravitationskraften, så att stjärnan kommer att vara i hydrostatisk jämvikt. I händelse av att tyngdkraften ökar, kanske genom att mer gas faller in i stjärnan, kommer även densiteten och temperaturen att öka, vilket ger mer tryck utåt och bibehåller jämvikten.
Stjärnor förblir i hydrostatisk jämvikt under långa perioder, vanligtvis flera miljarder år, men så småningom kommer de att få slut på väte och börja smälta gradvis tyngre element. Dessa förändringar sätter stjärnan tillfälligt ur jämvikt, vilket orsakar expansion eller sammandragning tills en ny jämvikt har upprättats. Järn kan inte smältes till tyngre element, eftersom detta kräver mer energi än processen skulle producera, så när allt stjärnkärnbränsle så småningom har förvandlats till järn, kan ingen ytterligare fusion äga rum och stjärnan kollapsar. Detta kan lämna en solid järnkärna, en neutronstjärna eller ett svart hål, beroende på stjärnans massa. I fallet med ett svart hål kan ingen känd fysisk process generera tillräckligt med inre tryck för att stoppa gravitations kollaps, så hydrostatisk jämvikt kan inte uppnås och man tror att stjärnan drar sig samman till en punkt med oändlig densitet känd som singularitet.