Estructura estelar

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Sección transversal de la estructura del Sol:
1. Núcleo
2. Zona radiativa
3. Zona convectiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Mancha solar
8. Granulación fotosférica
9. Protuberancia arqueada .

Cada estrella tiene su propia estructura interna que varía según la masa y la edad; los modelos actualmente formulados sobre la estructura estelar intentan describir con suficiente detalle la estructura interna de la estrella utilizando el brillo y el color, permitiendo también predecir su evolución futura con cierta aproximación.

Elementos estructurales

El interior de una estrella de secuencia principal se encuentra en una condición de equilibrio en la que las fuerzas predominantes, la gravedad (que tiene una dirección orientada en la dirección del centro de la estrella) y la energía térmica de la masa del plasma , con una dirección orientada en dirección a la superficie, se contrarrestan perfectamente. Para que esta situación de estabilidad persista es necesario que las temperaturas alcanzadas en el núcleo alcancen o superen los 10 7 K; La combinación de la alta temperatura y una presión igualmente alta favorece las reacciones de fusión de los núcleos de hidrógeno en los núcleos de helio , que emiten una energía suficientemente alta para contrarrestar el colapso de la estrella que naturalmente encontraría. [1] Esta energía se emite en forma de neutrinos y fotones gamma que, al interactuar con el plasma circundante, ayudan a mantener alta la temperatura junto con la energía térmica del núcleo.

El interior de una estrella estable se encuentra tanto en equilibrio hidrostático como térmico y se caracteriza por un gradiente de temperatura que genera un flujo de energía hacia el exterior. La estructura interna de una estrella de secuencia principal depende principalmente de su masa, que está en el origen de la diferente disposición de las estructuras dentro del cuerpo celeste.

La zona radiativa es esa región dentro de la estrella donde la transferencia de energía por radiación es lo suficientemente eficiente como para mantener el flujo de energía. En esta zona el plasma no sufre perturbaciones ni desplazamientos de masa; sin embargo, si el plasma comienza a dar manifestaciones de inestabilidad y realiza movimientos convectivos , la región asume las características de una zona convectiva . Esto generalmente ocurre en áreas de la estrella donde se localizan flujos altamente energéticos, como en la capa inmediatamente encima del núcleo o en áreas con una opacidad superior a la capa más externa. [1]

Las estructuras internas de diferentes tipos de estrellas; las curvas representan la zona convectiva, las líneas discontinuas la zona radiativa.

La posición de las zonas radiativa y convectiva de una estrella de secuencia principal depende de su masa y clase espectral . En las estrellas con una masa varias veces superior a la del sol , la zona convectiva se coloca en profundidad, adyacente al núcleo, mientras que la zona radiativa se coloca inmediatamente por encima de la zona convectiva. En estrellas menos masivas, como el Sol , las dos zonas están invertidas, es decir, la zona radiativa es adyacente al núcleo. [2] Las enanas rojas con una masa de menos de 0,4 masas solares solo tienen una zona convectiva que evita la acumulación de un núcleo de helio. [3] En la mayoría de las estrellas, la zona convectiva tiende a variar con el tiempo a medida que la estrella progresa en su evolución y se modifica su composición interna. [1]

La parte visible de una estrella de secuencia principal se llama fotosfera . En esta capa, el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones luminosos y permite la propagación de la radiación en el espacio . Aparecen zonas más oscuras en la fotosfera provocadas por la actividad magnética de la estrella: se trata de manchas estelares , que aparecen oscuras porque tienen una temperatura más baja que el resto de la fotosfera. [2]

Estructura esquemática de una estrella.

Sobre la fotosfera destaca la atmósfera estelar . En una estrella de secuencia principal, como el Sol, la parte más baja de la atmósfera, llamada cromosfera , es una región tenue en la que tienen lugar diversos fenómenos como espículas o llamaradas , rodeada por una zona de transición, con una amplitud de 100 km. , en el que la temperatura sube enormemente. Sobre ella está la corona , un volumen de plasma de muy alta temperatura (más de un millón de kelvin) que se extiende por el espacio por varios millones de kilómetros. [4] La existencia de la corona parece depender de una zona convectiva en las capas superficiales de la estrella. [2] A pesar de la temperatura extremadamente alta, la corona emite una cantidad relativamente pequeña de luz y es visible solo durante un eclipse solar .

Un viento estelar hecho de plasma extremadamente enrarecido sale de la corona, que se propaga hasta que interactúa con el medio interestelar . El viento solar , por ejemplo, se extiende hasta la heliopausa , formando una región en forma de burbuja conocida como heliosfera . [5]

Producción y transporte de energía

La cadena protón-protón.
El ciclo CNO.

La energía térmica procedente del núcleo se transporta en las capas superiores de diferentes formas, principalmente mediante convección y radiación , pero también por conducción , como en las enanas blancas .

La convección es el modo predominante, en el que la temperatura es lo suficientemente alta como para permitir que una determinada cantidad de gas continúe aumentando dentro de la estrella si se eleva con bastante lentitud según los procesos adiabáticos . En este caso, la columna de gas más caliente tiende a elevarse según el principio de Arquímedes y continúa su ascenso mientras se mantenga más caliente que el gas circundante; sin embargo, cuando agota su energía térmica y se enfría, la columna de gas finaliza su ascenso y comienza su descenso hacia la posición inicial del gas. [6] En áreas con un gradiente térmico bajo y una opacidad lo suficientemente baja como para permitir el paso de radiaciones, se favorece el transporte por irradiación.

En estrellas de masa comparable a la del Sol (0,3-1,5 masas solares) la fusión del hidrógeno se produce fundamentalmente a través de la denominada cadena protón-protón , que establece un gradiente de temperatura no demasiado elevado; por lo tanto, la irradiación tiende a prevalecer en la parte más interna de la estrella. La parte más externa es decididamente más fría, tanto que el hidrógeno se vuelve neutro y opaco a la radiación ultravioleta , lo que permite la convección. En resumen, las estrellas con una masa similar a la del Sol tienen la zona perinuclear radiativa e inmediatamente por encima de una capa convectiva.

El núcleo de las estrellas masivas (con masa superior a 1,5 masas solares ) tiene una temperatura superior a 1,8 × 10 7 K , lo que provoca la fusión del hidrógeno en helio en lugar de según la cadena protón-protón según el ciclo carbono-nitrógeno -oxígeno (ciclo CNO). En esta cadena de reacciones, la producción de energía depende de la decimoquinta potencia de la temperatura, mientras que en la cadena protón-protón depende de la cuarta potencia de la temperatura. [2] [7] Dado que el ciclo de CNO es muy sensible a las variaciones térmicas, el gradiente de temperatura en la parte más interna del cuerpo celeste es lo suficientemente alto como para hacer que el núcleo sea convectivo. En la parte más externa, el gradiente térmico es mucho menor, pero aún es tan alto como para mantener el hidrógeno completamente ionizado, que se vuelve transparente a la radiación ultravioleta, haciendo que el área sea radiante.

Las estrellas de secuencia principal menos masivas no tienen una zona radiativa, pero el transporte de energía se produce solo por convección. Asimismo, las estrellas gigantes son completamente convectivas. [1] [3] [7]

Ecuaciones de la estructura estelar

Diagrama general del interior de una estrella.

El esquema más simple utilizado para describir la estructura estelar es el de una simetría esférica cuasi-estática que considera a la estrella en un estado de equilibrio. Propias de este modelo son cuatro ecuaciones diferenciales de primer grado: dos representan la forma en que la materia y la presión varían según el rayo ; los otros dos muestran cómo varían la temperatura y el brillo a medida que varía el radio. [7] [8]

Al escribir las ecuaciones de la estructura estelar (asumiendo la simetría esférica) consideramos la densidad de la materia , la temperatura , la presión total (la de la materia + la de la radiación) , el brillo y la tasa de producción de energía por unidad de masa en un caparazón esférico grueso colocado a una distancia desde el centro de la estrella. También se supone que la estrella está en un estado de equilibrio termodinámico (la materia y los fotones están a la misma temperatura); aunque no es un equilibrio estático, ya que la temperatura tiende a aumentar a medida que se avanza hacia el centro de la estrella, esta aproximación resulta ser correcta ya que la trayectoria libre media de fotones es mucho menor que la distancia a la que la temperatura variaría considerablemente, como en el caso .

La primera ecuación es una explicación del equilibrio hidrostático : la fuerza debida al gradiente de presión, dirigida hacia el exterior de la estrella, contrarresta perfectamente la fuerza de gravedad , que se orienta hacia el centro de la estrella, según la ecuación :

Dónde está no es más que masa acumulada dentro del caparazón a una distancia y G es la constante gravitacional universal . La masa acumulada crece con el radio de acuerdo con la ecuación de continuidad de masa :

La integración de la ecuación de continuidad de masa a partir del centro ( ) hacia la superficie de la estrella ( ) da la masa total de la estrella como resultado.

Considerando la cantidad de energía que sale de las capas de la esfera obtenemos la ecuación energética:

Dónde está es el brillo liberado en forma de neutrinos (que normalmente salen de la estrella sin interactuar con la materia ordinaria) por unidad de masa. Dado que el exterior del núcleo (donde tiene lugar la producción de energía mediante reacciones de fusión nuclear ) no se produce energía, el brillo permanece constante.

La ecuación de transporte de energía tiene diferentes formas en relación con la forma en que se transporta. En el caso de la conducción (típica de las enanas blancas ) la ecuación tiene esta forma:

Dónde está es la conductividad térmica .

Si el transporte se realiza por radiación, la ecuación se convierte en:

Dónde está es la opacidad de la materia e la constante de Stefan-Boltzmann .

No existe una ecuación específica que describa el transporte de energía por convección; una forma de compensar esta falta viene dada por la llamada teoría de la longitud de mezcla . Esta teoría considera que el gas contiene una buena cantidad de elementos que mantienen aproximadamente la misma temperatura, densidad y presión que el gas circundante, pero se mueven dentro de él de acuerdo con una longitud característica, que se llama longitud de mezcla . [7] La ecuación válida para un gas monoatómico ideal es:

Dónde está es el coeficiente de expansión adiabática , es decir, la cantidad de calor específico del gas sometido a una presión dada (para un gas ideal en el estado de plasma ).

Las ecuaciones de estado (por ejemplo, la ley de los gases ideales , la presión de radiación, etc.), que combinan la presión con otras variables, como la temperatura, la densidad, la composición química , etc., también son de considerable importancia.
La solución de estas ecuaciones, combinada con una serie de condiciones de contorno , nos permite describir el comportamiento de una estrella. Las condiciones de contorno típicas establecen los valores de los parámetros observables de una manera apropiada a la superficie ( ) y en el centro ( ) de la estrella: significa que la presión superficial es igual a cero; significa que no hay masa en el centro de la estrella, como se requiere si la masa permanece finita; significa que la masa total de la estrella es la masa estelar; significa que la temperatura de la superficie es la temperatura real de la estrella.

Aunque en la actualidad los modelos de evolución estelar describen las principales características de los diagramas de color-magnitud , es necesario avanzar para disipar las incertidumbres relacionadas con el conocimiento de los fenómenos de transporte de energía. Sin embargo, el desafío más difícil sigue siendo la transposición numérica de los fenómenos de turbulencia; algunos grupos de investigación están actualmente involucrados en el desarrollo de modelos simplificados de turbulencia a través de cálculos computarizados en tres dimensiones . [9]

Nota

  1. ^ a b c d Martin Schwarzschild, Estructura y evolución de las estrellas , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  2. ^ a b c d ¿Qué es una estrella? , en imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 1 de septiembre de 2006. Consultado el 11 de julio de 2006 .
  3. ^ a b Formación de los elementos de alta masa , en aether.lbl.gov , Smoot Group. Consultado el 11 de julio de 2006 .
  4. (EN) The Glory of a Near Star: Optical Light from Hot Stellar Crown Detected with the VLT , ESO, 1 de agosto de 2001. Obtenido el 10 de julio de 2006 (presentado por 'URL original del 25 de junio de 2006).
  5. ^ LF Burlaga, NF Ness, MH Acuña, RP Lepping, JEP Connerney, EC Stone, FB McDonald, Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields , in Science , vol. 309, n. 5743, 2005, págs. 2027-2029. Consultado el 11 de mayo de 2007 .
  6. ^ R. Kippenhahn, A. Weigert, Estructura estelar y evolución , Springer-Verlag, 1990.
  7. a b c d Carl J. Hansen, Steven D. Kawaler; Virginia Trimble, Stellar Interiors , 2.a ed., Springer, 2004, ISBN 0-387-20089-4 .
  8. ^ Michael A. Zeilik, Stephan A. Gregory, Introducción a la astronomía y la astrofísica , 4ª ed., Saunders College Publishing, 1998, ISBN 0-03-006228-4 .
  9. ^ Dallas C. Kennedy, Sidney A. Bludman, Principios variacionales para la estructura estelar , en Astrophysical Journal , vol. 484, 1997, pág. 329, DOI : 10.1086 / 304333 .

Bibliografía

  • Martin Schwarzschild, Estructura y evolución de las estrellas , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • R. Kippenhahn, A. Weigert, Estructura estelar y evolución , Springer-Verlag, 1990.
  • Dallas C. Kennedy, Sidney A. Bludman, Principios variacionales para la estructura estelar , en Astrophysical Journal , vol. 484, 1997, pág. 329, DOI : 10.1086 / 304333 .
  • Michael A. Zeilik, Stephan A. Gregory, Introducción a la astronomía y la astrofísica , 4ª ed., Saunders College Publishing, 1998, ISBN 0-03-006228-4 .
  • Achim Weiss, Wolfgang Hillebrandt; Hans-Christoph Thomas; H. Ritter, Principios de estructura estelar de Cox y Giuli , Cambridge Scientific Publishers, 2004.
  • Carl J. Hansen, Steven D. Kawaler; Virginia Trimble, Stellar Interiors , 2.a ed., Springer, 2004, ISBN 0-387-20089-4 .

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